അയൽ ഗാലക്സി. ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സി

M31 എന്നും NGC224 എന്നും അറിയപ്പെടുന്ന ഒരു ഗാലക്സിയാണ് ആൻഡ്രോമിഡ. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 780 kp (2.5 ദശലക്ഷം) അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഒരു സർപ്പിള രൂപമാണിത്.

ക്ഷീരപഥത്തോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗാലക്സിയാണ് ആൻഡ്രോമിഡ. ഇതേ പേരിലുള്ള പുരാണ രാജകുമാരിയുടെ പേരിലാണ് ഇതിന് പേര് നൽകിയിരിക്കുന്നത്. 2006-ലെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ഇവിടെ ഒരു ട്രില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടെന്ന നിഗമനത്തിലേക്ക് നയിച്ചു - ക്ഷീരപഥത്തിൽ ഏകദേശം 200 - 400 ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളുള്ളതിൻ്റെ ഇരട്ടിയെങ്കിലും ഉണ്ട്. ക്ഷീരപഥവും ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയും കൂട്ടിയിടിക്കുമെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്നു. ഏകദേശം 3. 75 ബില്യൺ വർഷത്തിനുള്ളിൽ സംഭവിക്കുന്നു, ഒടുവിൽ ഒരു ഭീമാകാരമായ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള അല്ലെങ്കിൽ ഡിസ്ക് ഗാലക്സി രൂപപ്പെടും. എന്നാൽ പിന്നീട് അതിനെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ. ആദ്യം, ഒരു "പുരാണ രാജകുമാരി" എങ്ങനെയുണ്ടെന്ന് നമുക്ക് കണ്ടെത്താം.

ചിത്രം ആൻഡ്രോമിഡയെ കാണിക്കുന്നു. ഗാലക്സിയിൽ വെള്ളയും നീലയും വരകളുണ്ട്. അവർ അതിന് ചുറ്റും വളയങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കുകയും ചൂടുള്ള ചുവന്ന-ചൂടുള്ള ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളെ മൂടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇരുണ്ട നീല-ചാരനിറത്തിലുള്ള ബാൻഡുകൾ ഈ തിളക്കമുള്ള വളയങ്ങളുമായി വളരെ വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, ഇടതൂർന്ന മേഘ കൊക്കൂണുകളിൽ നക്ഷത്രരൂപീകരണം ആരംഭിക്കുന്ന പ്രദേശങ്ങൾ കാണിക്കുന്നു. സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ ദൃശ്യമായ ഭാഗത്ത് നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ, ആൻഡ്രോമിഡയുടെ വളയങ്ങൾ സർപ്പിള കൈകൾ പോലെ കാണപ്പെടുന്നു. അൾട്രാവയലറ്റ് ശ്രേണിയിൽ, ഈ രൂപങ്ങൾ റിംഗ് ഘടനകൾ പോലെയാണ്. നാസ ടെലിസ്‌കോപ്പ് വഴിയാണ് ഇവ നേരത്തെ കണ്ടെത്തിയത്. 200 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് അയൽവാസിയുമായി കൂട്ടിയിടിച്ചതിൻ്റെ ഫലമായി ഈ വളയങ്ങൾ ഒരു ഗാലക്സിയുടെ രൂപവത്കരണത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നുവെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്നു.

ആൻഡ്രോമിഡയിലെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ

ക്ഷീരപഥം പോലെ, ആൻഡ്രോമിഡയിലും നിരവധി കുള്ളൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്, അവയിൽ 14 എണ്ണം ഇതിനകം കണ്ടെത്തി. ഏറ്റവും പ്രശസ്തമായത് M32, M110 എന്നിവയാണ്. തീർച്ചയായും, ഓരോ ഗാലക്സിയിലെയും നക്ഷത്രങ്ങൾ പരസ്പരം കൂട്ടിമുട്ടാൻ സാധ്യതയില്ല, കാരണം അവ തമ്മിലുള്ള ദൂരം വളരെ വലുതാണ്. യഥാർത്ഥത്തിൽ എന്ത് സംഭവിക്കും എന്നതിനെക്കുറിച്ച് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇപ്പോഴും അവ്യക്തമായ ആശയങ്ങളുണ്ട്. എന്നാൽ ഭാവിയിലെ നവജാതശിശുവിന് ഒരു പേര് ഇതിനകം കണ്ടുപിടിച്ചു. മാമോത്ത് - ഇതിനെയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞർ ജനിക്കാത്ത ഭീമൻ ഗാലക്സി എന്ന് വിളിക്കുന്നത്.

നക്ഷത്ര കൂട്ടിയിടികൾ

1 ട്രില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള (10 12), ക്ഷീരപഥം - 1 ബില്യൺ (3 * 10 11) ഉള്ള ഒരു ഗാലക്സിയാണ് ആൻഡ്രോമിഡ. എന്നിരുന്നാലും, ആകാശഗോളങ്ങൾ തമ്മിൽ വലിയ അകലം ഉള്ളതിനാൽ അവ തമ്മിൽ കൂട്ടിയിടിക്കാനുള്ള സാധ്യത വളരെ കുറവാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, സൂര്യനോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രമായ പ്രോക്സിമ സെൻ്റൗറി 4.2 പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് (4*10 13 കിലോമീറ്റർ), അല്ലെങ്കിൽ സൂര്യൻ്റെ വ്യാസം 30 ദശലക്ഷം (3*10 7). നമ്മുടെ ലുമിനറി ഒരു ടേബിൾ ടെന്നീസ് ബോൾ ആണെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കുക. അപ്പോൾ Proxima Centauri ഒരു കടല പോലെ കാണപ്പെടും, അതിൽ നിന്ന് 1100 കിലോമീറ്റർ അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു, കൂടാതെ ക്ഷീരപഥം തന്നെ 30 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റർ വീതിയിൽ വ്യാപിക്കും. ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ പോലും (അവിടെയാണ് അവ ഏറ്റവും കൂടുതൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നത്) 160 ബില്യൺ (1.6 * 10 11) കിലോമീറ്റർ ഇടവിട്ടാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. അത് ഓരോ 3.2 കിലോമീറ്ററിനും ഒരു ടേബിൾ ടെന്നീസ് ബോൾ പോലെയാണ്. അതിനാൽ, ഗാലക്സി ലയന സമയത്ത് ഏതെങ്കിലും രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂട്ടിമുട്ടാനുള്ള സാധ്യത വളരെ ചെറുതാണ്.

ബ്ലാക്ക് ഹോൾ കൂട്ടിയിടി

ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിക്കും ക്ഷീരപഥത്തിനും കേന്ദ്ര ധനു രാശി A (3.6*10 6 സോളാർ പിണ്ഡം), ഗാലക്‌സി കോറിൻ്റെ P2 ക്ലസ്റ്ററിനുള്ളിൽ ഒരു വസ്തുവും ഉണ്ട്. ഈ തമോഗർത്തങ്ങൾ പുതുതായി രൂപംകൊണ്ട ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് കൂടിച്ചേരുകയും നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്ക് പരിക്രമണ ഊർജ്ജം കൈമാറുകയും ചെയ്യുന്നു, അത് ഒടുവിൽ ഉയർന്ന പാതകളിലേക്ക് നീങ്ങും. മേൽപ്പറഞ്ഞ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ എടുത്തേക്കാം. തമോദ്വാരങ്ങൾ പരസ്പരം ഒരു പ്രകാശവർഷത്തിനുള്ളിൽ വരുമ്പോൾ അവ ഗുരുത്വാകർഷണ തരംഗങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കാൻ തുടങ്ങും. ലയനം പൂർത്തിയാകുന്നതുവരെ പരിക്രമണ ഊർജ്ജം കൂടുതൽ ശക്തമാകും. 2006-ൽ നടത്തിയ മോഡലിംഗ് ഡാറ്റയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ, ഭൂമി ആദ്യം ഏതാണ്ട് പുതുതായി രൂപപ്പെട്ട ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്തേക്ക് എറിയപ്പെട്ടേക്കാം, തുടർന്ന് തമോഗർത്തങ്ങളിൽ ഒന്നിന് സമീപം കടന്ന് ക്ഷീരപഥത്തിനപ്പുറം പുറന്തള്ളപ്പെടും.

സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ സ്ഥിരീകരണം

ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി സെക്കൻ്റിൽ ഏകദേശം 110 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ നമ്മെ സമീപിക്കുന്നു. 2012 വരെ, ഒരു കൂട്ടിയിടി ഉണ്ടാകുമോ ഇല്ലയോ എന്നറിയാൻ ഒരു മാർഗവുമില്ല. ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി അത് ഏറെക്കുറെ അനിവാര്യമാണെന്ന നിഗമനത്തിൽ ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിച്ചു. 2002 മുതൽ 2010 വരെയുള്ള ആൻഡ്രോമിഡയുടെ ചലനങ്ങൾ നിരീക്ഷിച്ച ശേഷം, കൂട്ടിയിടി ഏകദേശം 4 ബില്യൺ വർഷത്തിനുള്ളിൽ സംഭവിക്കുമെന്ന് നിഗമനം ചെയ്തു.

സമാനമായ പ്രതിഭാസങ്ങൾ ബഹിരാകാശത്ത് വ്യാപകമാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, ആൻഡ്രോമിഡ പണ്ട് കുറഞ്ഞത് ഒരു ഗാലക്സിയുമായെങ്കിലും ഇടപഴകിയതായി വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. സാഗ്‌ഡിഇജി പോലുള്ള ചില കുള്ളൻ താരാപഥങ്ങൾ ക്ഷീരപഥവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുന്നത് തുടരുകയും ഒരൊറ്റ രൂപീകരണം സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

ലോക്കൽ ഗ്രൂപ്പിലെ മൂന്നാമത്തെ വലുതും തിളക്കമുള്ളതുമായ അംഗമായ M33 അല്ലെങ്കിൽ ട്രയാംഗുലം ഗാലക്സിയും ഈ പരിപാടിയിൽ പങ്കെടുക്കുമെന്ന് ഗവേഷണം സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ലയനത്തിനുശേഷം രൂപംകൊണ്ട വസ്തുവിൻ്റെ ഭ്രമണപഥത്തിലേക്കുള്ള പ്രവേശനവും വിദൂര ഭാവിയിൽ - അന്തിമ ഏകീകരണവുമാണ് അതിൻ്റെ ഏറ്റവും സാധ്യതയുള്ള വിധി. എന്നിരുന്നാലും, ആൻഡ്രോമിഡയെ സമീപിക്കുന്നതിന് മുമ്പ് M33 ക്ഷീരപഥവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുകയോ അല്ലെങ്കിൽ നമ്മുടെ സൗരയൂഥം പ്രാദേശിക ഗ്രൂപ്പിൽ നിന്ന് പുറത്താക്കപ്പെടുകയോ ചെയ്യുന്നത് ഒഴിവാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.

സൗരയൂഥത്തിൻ്റെ വിധി

ഗാലക്സി ലയനത്തിൻ്റെ സമയം ആൻഡ്രോമിഡയുടെ സ്പർശന വേഗതയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുമെന്ന് ഹാർവാർഡിലെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ അവകാശപ്പെടുന്നു. കണക്കുകൂട്ടലുകളെ അടിസ്ഥാനമാക്കി, ലയന സമയത്ത് സൗരയൂഥം ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള നിലവിലെ ദൂരത്തിൻ്റെ മൂന്നിരട്ടി ദൂരത്തേക്ക് തിരികെ എറിയാനുള്ള 50% സാധ്യതയുണ്ടെന്ന് ഞങ്ങൾ നിഗമനം ചെയ്തു. ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി എങ്ങനെ പ്രവർത്തിക്കുമെന്ന് കൃത്യമായി അറിയില്ല. പ്ലാനറ്റ് എർത്തും ഭീഷണിയിലാണ്. കൂട്ടിയിടി കഴിഞ്ഞ് കുറച്ച് സമയത്തിന് ശേഷം നമ്മൾ നമ്മുടെ പഴയ "വീടിന്" പുറത്തേക്ക് എറിയപ്പെടാൻ 12% സാധ്യതയുണ്ടെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ പറയുന്നു. എന്നാൽ ഈ സംഭവം സൗരയൂഥത്തിൽ വലിയ പ്രതികൂല ഫലങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കില്ല, കൂടാതെ ആകാശഗോളങ്ങൾ നശിപ്പിക്കപ്പെടുകയുമില്ല.

നമ്മൾ പ്ലാനറ്ററി എഞ്ചിനീയറിംഗ് ഒഴിവാക്കുകയാണെങ്കിൽ, കാലക്രമേണ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലം വളരെ ചൂടാകും, അതിൽ ദ്രാവക ജലം അവശേഷിക്കില്ല, അതിനാൽ ജീവനില്ല.

സാധ്യമായ പാർശ്വഫലങ്ങൾ

രണ്ട് സർപ്പിള ഗാലക്സികൾ ലയിക്കുമ്പോൾ, അവയുടെ ഡിസ്കുകളിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ കംപ്രസ് ചെയ്യപ്പെടുന്നു. പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തീവ്രമായ രൂപീകരണം ആരംഭിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, ആൻ്റിന ഗാലക്സി എന്നറിയപ്പെടുന്ന NGC 4039 എന്ന ഇൻ്ററാക്ടിംഗ് ഗാലക്സിയിൽ ഇത് നിരീക്ഷിക്കാവുന്നതാണ്. ആൻഡ്രോമിഡയും ക്ഷീരപഥവും കൂടിച്ചേർന്നാൽ, അവയുടെ ഡിസ്കുകളിൽ കുറച്ച് വാതകം മാത്രമേ ശേഷിക്കുകയുള്ളൂ എന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. ഒരു ക്വാസറിൻ്റെ ജനനത്തിന് സാധ്യതയുണ്ടെങ്കിലും നക്ഷത്ര രൂപീകരണം അത്ര തീവ്രമായിരിക്കില്ല.

ലയന ഫലം

ലയന സമയത്ത് രൂപംകൊണ്ട താരാപഥത്തെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ താൽക്കാലികമായി മിൽകോമേഡ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. തത്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന ഒബ്‌ജക്റ്റിന് ദീർഘവൃത്താകൃതി ഉണ്ടായിരിക്കുമെന്ന് സിമുലേഷൻ ഫലം കാണിക്കുന്നു. ആധുനിക ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള താരാപഥങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് അതിൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത കുറവായിരിക്കും. എന്നാൽ ഒരു ഡിസ്ക് ഫോമും സാധ്യമാണ്. ക്ഷീരപഥത്തിലും ആൻഡ്രോമിഡയിലും എത്ര വാതകം അവശേഷിക്കുന്നു എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കും. സമീപഭാവിയിൽ, ശേഷിക്കുന്നവ ഒരു വസ്തുവായി ലയിക്കും, ഇത് ഒരു പുതിയ പരിണാമ ഘട്ടത്തിൻ്റെ തുടക്കം കുറിക്കും.

ആൻഡ്രോമിഡയെക്കുറിച്ചുള്ള വസ്തുതകൾ

• ലോക്കൽ ഗ്രൂപ്പിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഗാലക്സിയാണ് ആൻഡ്രോമിഡ. എന്നാൽ ഒരുപക്ഷേ ഏറ്റവും വലിയതല്ല. ക്ഷീരപഥത്തിൽ കൂടുതൽ കേന്ദ്രീകൃതമുണ്ടെന്നും ഇതാണ് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെ കൂടുതൽ പിണ്ഡമുള്ളതാക്കുന്നതെന്നും ശാസ്ത്രജ്ഞർ അഭിപ്രായപ്പെടുന്നു.
• നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള സർപ്പിള ഗാലക്സി ആയതിനാൽ, ആൻഡ്രോമിഡയ്ക്ക് സമാനമായ രൂപീകരണങ്ങളുടെ ഉത്ഭവവും പരിണാമവും മനസിലാക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർ അത് പര്യവേക്ഷണം ചെയ്യുന്നു.
• ആൻഡ്രോമിഡ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് അത്ഭുതകരമായി തോന്നുന്നു. പലരും അവളുടെ ഫോട്ടോ എടുക്കാൻ പോലും കൈകാര്യം ചെയ്യുന്നു.
• ആൻഡ്രോമിഡയ്ക്ക് വളരെ സാന്ദ്രമായ ഗാലക്സി കോർ ഉണ്ട്. ഭീമാകാരമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ അതിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുവെന്ന് മാത്രമല്ല, അതിൻ്റെ കാമ്പിൽ ഒരു സൂപ്പർമാസിവ് തമോഗർത്തമെങ്കിലും മറഞ്ഞിരിക്കുന്നു.
• രണ്ട് അയൽ ഗാലക്സികളുമായുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഫലമായി അതിൻ്റെ സർപ്പിള കൈകൾ വളഞ്ഞു: M32, M110.
• ആൻഡ്രോമിഡയ്ക്കുള്ളിൽ കുറഞ്ഞത് 450 ഗോളാകൃതിയിലുള്ള നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നു. അവയിൽ ഏറ്റവും സാന്ദ്രമായവ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.
• നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് കാണാൻ കഴിയുന്ന ഏറ്റവും ദൂരെയുള്ള വസ്തുവാണ് ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി. നിങ്ങൾക്ക് ഒരു നല്ല വാൻ്റേജ് പോയിൻ്റും കുറഞ്ഞ തെളിച്ചമുള്ള വെളിച്ചവും ആവശ്യമാണ്.

ഉപസംഹാരമായി, നക്ഷത്രനിബിഡമായ ആകാശത്തേക്ക് കൂടുതൽ തവണ നോക്കാൻ വായനക്കാരെ ഉപദേശിക്കാൻ ഞാൻ ആഗ്രഹിക്കുന്നു. പുതിയതും അജ്ഞാതവുമായ ഒരുപാട് കാര്യങ്ങൾ ഇത് സംഭരിക്കുന്നു. വാരാന്ത്യത്തിൽ സ്ഥലം നിരീക്ഷിക്കാൻ കുറച്ച് സമയം കണ്ടെത്തുക. ആകാശത്തിലെ ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി കാണേണ്ട ഒരു കാഴ്ചയാണ്.

ഗാലക്സികൾ, "എക്‌സ്ട്രാഗാലക്‌റ്റിക് നെബുലകൾ" അല്ലെങ്കിൽ "ദ്വീപ് പ്രപഞ്ചങ്ങൾ" എന്നിവ നക്ഷത്രാന്തര വാതകവും പൊടിയും അടങ്ങിയ ഭീമാകാരമായ നക്ഷത്ര സംവിധാനങ്ങളാണ്. സൗരയൂഥംനമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ഭാഗമാണ് - ക്ഷീരപഥം. എല്ലാ ബഹിരാകാശവും, ഏറ്റവും ശക്തമായ ടെലിസ്കോപ്പുകൾക്ക് തുളച്ചുകയറാൻ കഴിയുന്ന പരിധി വരെ, ഗാലക്സികളാൽ നിറഞ്ഞിരിക്കുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കുറഞ്ഞത് ഒരു ബില്യണെങ്കിലും കണക്കാക്കുന്നു. നമ്മിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 1 ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗാലക്സി സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. വർഷങ്ങൾ (10 19 കി.മീ), ദൂരദർശിനികൾ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ള ഏറ്റവും വിദൂര ഗാലക്സികൾ കോടിക്കണക്കിന് പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ്. താരാപഥങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ദൗത്യങ്ങളിലൊന്നാണ്.

ചരിത്രപരമായ പരാമർശം.നമുക്ക് ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ളതും അടുത്തുള്ളതുമായ ബാഹ്യ ഗാലക്സികൾ - മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങൾ - ആകാശത്തിൻ്റെ ദക്ഷിണ അർദ്ധഗോളത്തിൽ നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് ദൃശ്യമാണ്, 11-ാം നൂറ്റാണ്ടിൽ അറബികൾക്ക് അറിയാമായിരുന്നു, അതുപോലെ തന്നെ വടക്കൻ അർദ്ധഗോളത്തിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള ഗാലക്സിയും - ആൻഡ്രോമിഡയിലെ വലിയ നെബുല. 1612-ൽ ജർമ്മൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ എസ്. മാരിയസ് (1570-1624) ടെലിസ്കോപ്പ് ഉപയോഗിച്ച് ഈ നെബുല വീണ്ടും കണ്ടെത്തിയതോടെ ഗാലക്സികൾ, നെബുലകൾ, നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾ എന്നിവയെക്കുറിച്ചുള്ള ശാസ്ത്രീയ പഠനം ആരംഭിച്ചു. 17-ഉം 18-ഉം നൂറ്റാണ്ടുകളിൽ വിവിധ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരവധി നെബുലകൾ കണ്ടെത്തി; പിന്നീട് അവ പ്രകാശമുള്ള വാതകത്തിൻ്റെ മേഘങ്ങളായി കണക്കാക്കപ്പെട്ടു.

ഗാലക്സിക്ക് അപ്പുറത്തുള്ള നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയെക്കുറിച്ചുള്ള ആശയം ആദ്യമായി ചർച്ച ചെയ്തത് 18-ാം നൂറ്റാണ്ടിലെ തത്ത്വചിന്തകരും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരും ആണ്: സ്വീഡനിലെ ഇ. സ്വീഡൻബർഗ് (1688-1772), ഇംഗ്ലണ്ടിലെ ടി. റൈറ്റ് (1711-1786), ഐ. കാന്ത് (1724- 1804) പ്രഷ്യയിൽ, ഐ. ലാംബർട്ട് (1728-1777) അൽസാസിൽ, ഡബ്ല്യു. ഹെർഷൽ (1738-1822) ഇംഗ്ലണ്ടിൽ. എന്നിരുന്നാലും, ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ ആദ്യ പാദത്തിൽ മാത്രം. അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ജി. കർട്ടിസ് (1872-1942), ഇ. ഹബിൾ (1889-1953) എന്നിവരുടെ പ്രവർത്തനങ്ങളാൽ "ദ്വീപ് പ്രപഞ്ചങ്ങളുടെ" അസ്തിത്വം അസന്ദിഗ്ധമായി തെളിയിക്കപ്പെട്ടു. ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ളതും അതിനാൽ ഏറ്റവും അടുത്തുള്ളതുമായ “വെളുത്ത നെബുല”കളിലേക്കുള്ള ദൂരം നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ വലുപ്പത്തേക്കാൾ കൂടുതലാണെന്ന് അവർ തെളിയിച്ചു. 1924 മുതൽ 1936 വരെയുള്ള കാലയളവിൽ, ഹബിൾ ഗാലക്സി ഗവേഷണത്തിൻ്റെ അതിർത്തിയെ അടുത്തുള്ള സിസ്റ്റങ്ങളിൽ നിന്ന് മൗണ്ട് വിൽസൺ ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ 2.5 മീറ്റർ ദൂരദർശിനിയുടെ പരിധിയിലേക്ക് തള്ളിവിട്ടു, അതായത്. നൂറുകണക്കിന് ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം വരെ.

1929-ൽ, ഒരു ഗാലക്സിയിലേക്കുള്ള ദൂരവും അതിൻ്റെ ചലന വേഗതയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം ഹബിൾ കണ്ടെത്തി. ഈ ബന്ധം, ഹബിളിൻ്റെ നിയമം, ആധുനിക പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ നിരീക്ഷണ അടിത്തറയായി മാറിയിരിക്കുന്നു. രണ്ടാം ലോകമഹായുദ്ധത്തിൻ്റെ അവസാനത്തിനുശേഷം, ഇലക്ട്രോണിക് ലൈറ്റ് ആംപ്ലിഫയറുകൾ, ഓട്ടോമാറ്റിക് മെഷറിംഗ് മെഷീനുകൾ, കമ്പ്യൂട്ടറുകൾ എന്നിവയുള്ള പുതിയ വലിയ ദൂരദർശിനികളുടെ സഹായത്തോടെ ഗാലക്സികളെക്കുറിച്ചുള്ള സജീവ പഠനം ആരംഭിച്ചു. നമ്മുടെയും മറ്റ് താരാപഥങ്ങളിലും നിന്നുള്ള റേഡിയോ ഉദ്വമനം കണ്ടെത്തൽ നൽകി പുതിയ അവസരംപ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ച് പഠിക്കാനും റേഡിയോ ഗാലക്സികൾ, ക്വാസാറുകൾ, ഗാലക്സികളുടെ ന്യൂക്ലിയസുകളിൽ പ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ മറ്റ് പ്രകടനങ്ങൾ എന്നിവ കണ്ടെത്തുന്നതിലേക്ക് നയിച്ചു. ജിയോഫിസിക്കൽ റോക്കറ്റുകളിൽ നിന്നും ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്നുമുള്ള അധിക-അന്തരീക്ഷ നിരീക്ഷണങ്ങൾ സജീവ ഗാലക്സികളുടെയും ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും ന്യൂക്ലിയസുകളിൽ നിന്നുള്ള എക്സ്-റേ ഉദ്വമനം കണ്ടെത്തുന്നത് സാധ്യമാക്കി.

അരി. 1. ഹബിൾ അനുസരിച്ച് ഗാലക്സികളുടെ വർഗ്ഗീകരണം

"നെബുല" യുടെ ആദ്യ കാറ്റലോഗ് 1782-ൽ ഫ്രഞ്ച് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ചാൾസ് മെസ്സിയർ (1730-1817) പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. ഈ പട്ടികയിൽ നമ്മുടെ ഗാലക്‌സിയിലെ നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളും വാതക നെബുലകളും കൂടാതെ അധിക ഗാലക്‌സി വസ്തുക്കളും ഉൾപ്പെടുന്നു. മെസ്സിയർ ഒബ്ജക്റ്റ് നമ്പറുകൾ ഇന്നും ഉപയോഗിക്കുന്നു; ഉദാഹരണത്തിന്, മെസ്സിയർ 31 (M 31) ആണ് പ്രസിദ്ധമായ ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല, ആൻഡ്രോമിഡ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ കാണപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള വലിയ ഗാലക്സി.

1783-ൽ ഡബ്ല്യു. ഹെർഷൽ ആരംഭിച്ച ആകാശത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഒരു ചിട്ടയായ സർവേ, വടക്കൻ ആകാശത്ത് ആയിരക്കണക്കിന് നെബുലകളുടെ കണ്ടെത്തലിലേക്ക് അദ്ദേഹത്തെ നയിച്ചു. ഈ ജോലി അദ്ദേഹത്തിൻ്റെ മകൻ ജെ. ഹെർഷൽ (1792-1871) തുടർന്നു, അദ്ദേഹം ദക്ഷിണ അർദ്ധഗോളത്തിൽ കേപ് ഓഫ് ഗുഡ് ഹോപ്പിൽ (1834-1838) നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തി 1864-ൽ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. പൊതു ഡയറക്ടറി 5 ആയിരം നെബുലകളും നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളും. 19-ആം നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ രണ്ടാം പകുതിയിൽ. ഈ വസ്തുക്കളിൽ പുതുതായി കണ്ടെത്തിയവ കൂട്ടിച്ചേർക്കുകയും 1888-ൽ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച ജെ. ഡ്രയർ (1852-1926) പുതിയ പങ്കിട്ട ഡയറക്ടറി (പുതിയ പൊതു കാറ്റലോഗ് - NGC), 7814 വസ്തുക്കൾ ഉൾപ്പെടെ. 1895-ലും 1908-ലും രണ്ട് അധിക പ്രസിദ്ധീകരണങ്ങൾ ഡയറക്ടറി സൂചിക(IC) കണ്ടെത്തിയ നെബുലകളുടെയും നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളുടെയും എണ്ണം 13,000 കവിഞ്ഞു. NGC, IC കാറ്റലോഗുകൾ അനുസരിച്ചുള്ള പദവി പിന്നീട് പൊതുവായി അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടു. അങ്ങനെ, ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയെ M 31 അല്ലെങ്കിൽ NGC 224 എന്ന് നിയുക്തമാക്കിയിരിക്കുന്നു. ആകാശത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് സർവേയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ 13-ാമത്തെ കാന്തിമാനത്തേക്കാൾ തിളക്കമുള്ള 1249 ഗാലക്സികളുടെ ഒരു പ്രത്യേക പട്ടിക 1932-ൽ ഹാർവാർഡ് ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ നിന്ന് എച്ച്. ഷാപ്ലിയും എ. അമേസും ചേർന്ന് സമാഹരിച്ചു. .

ആദ്യ (1964), രണ്ടാമത്തെ (1976), മൂന്നാമത്തെ (1991) പതിപ്പുകൾ ഈ കൃതി ഗണ്യമായി വിപുലീകരിച്ചു. ശോഭയുള്ള ഗാലക്സികളുടെ അമൂർത്ത കാറ്റലോഗ്ജെ. ഡി വോക്കോളേഴ്സും സഹപ്രവർത്തകരും. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് സ്കൈ സർവേ പ്ലേറ്റുകൾ കാണുന്നതിന് അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള കൂടുതൽ വിപുലവും എന്നാൽ വിശദമായതുമായ കാറ്റലോഗുകൾ 1960-കളിൽ യുഎസ്എയിലെ എഫ്. സ്വിക്കി (1898-1974), യു.എസ്.എസ്.ആറിൽ ബി.എ.വോറോൺസോവ്-വെലിയാമിനോവ് (1904-1994) എന്നിവർ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. അവയിൽ ഏകദേശം അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. 15-ാമത്തെ കാന്തിമാനം വരെ 30 ആയിരം ഗാലക്സികൾ. സമാനമായ ഒരു അവലോകനം അടുത്തിടെ പൂർത്തിയായി തെക്കൻ ആകാശംചിലിയിലെ യൂറോപ്യൻ സതേൺ ഒബ്സർവേറ്ററിയുടെ 1 മീറ്റർ ഷ്മിറ്റ് ക്യാമറയും ഓസ്‌ട്രേലിയയിലെ യുകെയുടെ 1.2 മീറ്റർ ഷ്മിറ്റ് ക്യാമറയും ഉപയോഗിക്കുന്നു.

മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് 15 നേക്കാൾ മങ്ങിയ നിരവധി ഗാലക്സികൾ ഉണ്ട്, അവയുടെ പട്ടിക തയ്യാറാക്കാൻ. 1967-ൽ, ലിക്ക് ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ 50 സെ.മീ അസ്‌ട്രോഗ്രാഫിൻ്റെ പ്ലേറ്റുകൾ ഉപയോഗിച്ച് സി.ഷെയ്‌നും കെ.വിർട്ടാനനും ചേർന്ന് നടത്തിയ, 19-ാം കാന്തിമാനത്തേക്കാൾ (ഇൻഡിക്ലിനേഷൻ്റെ വടക്ക് 20) തെളിച്ചമുള്ള ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണം പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. ഏകദേശം അത്തരം ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടായിരുന്നു. 2 ദശലക്ഷം, ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ വിശാലമായ പൊടിപടലത്താൽ നമ്മിൽ നിന്ന് മറഞ്ഞിരിക്കുന്നവരെ കണക്കാക്കുന്നില്ല. 1936-ൽ, മൗണ്ട് വിൽസൺ ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ ഹബിൾ, ആകാശഗോളത്തിലുടനീളം തുല്യമായി വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ട നിരവധി ചെറിയ പ്രദേശങ്ങളിലെ 21-ാമത്തെ കാന്തിമാനം വരെയുള്ള ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണം കണക്കാക്കി (തകർച്ചയുടെ വടക്ക് -30 ഈ ഡാറ്റ അനുസരിച്ച്, മുഴുവൻ ആകാശത്തും 21-ാമത്തെ കാന്തിമാനത്തേക്കാൾ തിളക്കമുള്ള 20 ദശലക്ഷത്തിലധികം ഗാലക്സികൾ ഉണ്ട്.

വർഗ്ഗീകരണം.വിവിധ ആകൃതികളും വലിപ്പങ്ങളും പ്രകാശമാനങ്ങളുമുള്ള ഗാലക്സികളുണ്ട്; ചിലത് ഒറ്റപ്പെട്ടവയാണ്, എന്നാൽ ഭൂരിഭാഗത്തിനും ഗുരുത്വാകർഷണ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്ന അയൽക്കാരോ ഉപഗ്രഹങ്ങളോ ഉണ്ട്. ചട്ടം പോലെ, ഗാലക്സികൾ ശാന്തമാണ്, പക്ഷേ സജീവമായവ പലപ്പോഴും കാണപ്പെടുന്നു. 1925-ൽ, ഗാലക്സികളെ അവയുടെ രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി ഒരു വർഗ്ഗീകരണം ഹബിൾ നിർദ്ദേശിച്ചു. പിന്നീട് ഇത് ഹബിളും ഷാപ്ലിയും പിന്നീട് സാൻഡേജും ഒടുവിൽ വോക്കോളേഴ്സും ചേർന്ന് പരിഷ്കരിച്ചു. ഇതിലെ എല്ലാ ഗാലക്സികളെയും 4 തരങ്ങളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു: ദീർഘവൃത്താകൃതി, ലെൻ്റികുലാർ, സർപ്പിളം, ക്രമരഹിതം.

എലിപ്റ്റിക്കൽ(ഇ) ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളിലെ ഗാലക്സികൾക്ക് മൂർച്ചയുള്ള അതിരുകളും വ്യക്തമായ വിശദാംശങ്ങളും ഇല്ലാതെ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ആകൃതിയുണ്ട്. അവയുടെ തെളിച്ചം മധ്യഭാഗത്തേക്ക് വർദ്ധിക്കുന്നു. ഇവ പഴയ നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങുന്ന ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ദീർഘവൃത്തങ്ങളാണ്; അവയുടെ പ്രത്യക്ഷ രൂപം നിരീക്ഷകൻ്റെ കാഴ്ച്ച രേഖയിലേക്കുള്ള ഓറിയൻ്റേഷനെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. എഡ്ജ്-ഓൺ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ, ദീർഘവൃത്തത്തിൻ്റെ ചെറുതും നീളമുള്ളതുമായ അക്ഷങ്ങളുടെ നീളത്തിൻ്റെ അനുപാതം  5/10 (സൂചിപ്പിച്ചിരിക്കുന്നു) എത്തുന്നു E5).

അരി. 2. എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സി ESO 325-G004

ലെൻ്റികുലാർ(എൽഅഥവാ എസ് 0) ഗാലക്സികൾ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ളവയോട് സാമ്യമുള്ളവയാണ്, പക്ഷേ, ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഘടകത്തിന് പുറമേ, അവയ്ക്ക് നേർത്തതും അതിവേഗം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതുമായ ഒരു മധ്യരേഖാ ഡിസ്ക് ഉണ്ട്, ചിലപ്പോൾ ശനിയുടെ വളയങ്ങൾ പോലെയുള്ള റിംഗ് ആകൃതിയിലുള്ള ഘടനകളുമുണ്ട്. എഡ്ജ്-ഓൺ, ലെൻ്റികുലാർ ഗാലക്സികൾ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ളതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ കംപ്രസ് ചെയ്തതായി കാണപ്പെടുന്നു: അവയുടെ അച്ചുതണ്ടുകളുടെ അനുപാതം 2/10 ൽ എത്തുന്നു.

അരി. 2. സ്പിൻഡിൽ ഗാലക്സി (NGC 5866), ഡ്രാക്കോ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ലെൻ്റികുലാർ ഗാലക്സി.

സർപ്പിളം(എസ്) ഗാലക്സികളിൽ രണ്ട് ഘടകങ്ങളും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു - ഗോളാകൃതിയിലുള്ളതും പരന്നതും, എന്നാൽ ഡിസ്കിൽ കൂടുതലോ കുറവോ വികസിപ്പിച്ച സർപ്പിള ഘടനയാണ്. ഉപവിഭാഗങ്ങളുടെ ക്രമത്തിൽ സാ, എസ്.ബി, എസ്.സി, എസ്.ഡി("നേരത്തെ" മുതൽ "വൈകിയ" സർപ്പിളങ്ങൾ വരെ), സർപ്പിള കൈകൾ കട്ടിയുള്ളതും കൂടുതൽ സങ്കീർണ്ണവും വളച്ചൊടിക്കാത്തതുമായി മാറുന്നു, കൂടാതെ ഗോളാകൃതി (കേന്ദ്ര ഘനീഭവിക്കൽ, അല്ലെങ്കിൽ വീർപ്പുമുട്ടൽ) കുറയുന്നു. എഡ്ജ്-ഓൺ സർപ്പിള ഗാലക്സികൾക്ക് സ്പൈറൽ ആയുധങ്ങൾ ദൃശ്യമല്ല, എന്നാൽ ബൾജിൻ്റെയും ഡിസ്കിൻ്റെയും ആപേക്ഷിക തെളിച്ചം അനുസരിച്ച് ഗാലക്സിയുടെ തരം നിർണ്ണയിക്കാനാകും.

അരി. 2.ഒരു സർപ്പിള ഗാലക്സിയുടെ ഒരു ഉദാഹരണം, പിൻവീൽ ഗാലക്സി (മെസ്സിയർ 101 അല്ലെങ്കിൽ NGC 5457)

തെറ്റായ(ഐ) ഗാലക്സികൾ രണ്ട് പ്രധാന തരങ്ങളാണ്: മഗല്ലനിക് തരം, അതായത്. മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങൾ ടൈപ്പ് ചെയ്യുക, സർപ്പിളങ്ങളുടെ ക്രമം തുടരുക എസ്.എംമുമ്പ് Im, കൂടാതെ നോൺ-മഗല്ലൻ തരം ഐ 0, ലെൻ്റികുലാർ അല്ലെങ്കിൽ ആദ്യകാല സർപ്പിളം പോലെയുള്ള ഒരു ഗോളാകൃതി അല്ലെങ്കിൽ ഡിസ്ക് ഘടനയുടെ മുകളിൽ അരാജകമായ ഇരുണ്ട പൊടിപാതകൾ.

അരി. 2. NGC 1427A, ഒരു ക്രമരഹിത ഗാലക്സിയുടെ ഉദാഹരണം.

തരങ്ങൾ എൽഒപ്പം എസ്മധ്യത്തിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നതും ഡിസ്കിനെ വിഭജിക്കുന്നതുമായ ഒരു രേഖീയ ഘടനയുടെ സാന്നിധ്യമോ അഭാവമോ അനുസരിച്ച് രണ്ട് കുടുംബങ്ങളിലും രണ്ട് തരത്തിലും വീഴുന്നു ( ബാർ), അതുപോലെ ഒരു കേന്ദ്ര സമമിതി വളയം.

അരി. 2.ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സിയുടെ കമ്പ്യൂട്ടർ മോഡൽ.

അരി. 1. NGC 1300, തടയപ്പെട്ട സർപ്പിള ഗാലക്സിയുടെ ഒരു ഉദാഹരണം.

അരി. 1. ഗാലക്സികളുടെ ത്രിമാന വർഗ്ഗീകരണം. പ്രധാന തരങ്ങൾ: ഇ, എൽ, എസ്, ഐമുതൽ തുടർച്ചയായി സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു ഇമുമ്പ് Im; സാധാരണക്കാരുടെ കുടുംബങ്ങൾ എകടക്കുകയും ചെയ്തു ബി; ദയയുള്ള എസ്ഒപ്പം ആർ. സർപ്പിള, ലെൻ്റികുലാർ ഗാലക്സികളുടെ മേഖലയിലെ പ്രധാന കോൺഫിഗറേഷൻ്റെ ഒരു ക്രോസ്-സെക്ഷനാണ് ചുവടെയുള്ള വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഡയഗ്രമുകൾ.

അരി. 2. പ്രധാന കുടുംബങ്ങളും സർപ്പിളങ്ങളുടെ തരങ്ങളുംപ്രദേശത്തെ പ്രധാന കോൺഫിഗറേഷൻ്റെ ക്രോസ് സെക്ഷനിൽ എസ്.ബി.

ഗാലക്‌സികൾക്ക് സൂക്ഷ്മമായ രൂപശാസ്‌ത്രപരമായ വിശദാംശങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള മറ്റ് വർഗ്ഗീകരണ പദ്ധതികളുണ്ട്, എന്നാൽ ഫോട്ടോമെട്രിക്, കിനിമാറ്റിക്, റേഡിയോ അളവുകൾ എന്നിവയെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ഒരു വസ്തുനിഷ്ഠമായ വർഗ്ഗീകരണം ഇതുവരെ വികസിപ്പിച്ചിട്ടില്ല.

സംയുക്തം. രണ്ട് ഘടനാപരമായ ഘടകങ്ങൾ - ഒരു ഗോളാകൃതിയും ഒരു ഡിസ്കും - ഗാലക്സികളുടെ നക്ഷത്ര ജനസംഖ്യയിലെ വ്യത്യാസത്തെ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു, 1944 ൽ ജർമ്മൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഡബ്ല്യു. ബാഡെ (1893-1960) കണ്ടെത്തി.

ജനസംഖ്യ ഐ, ക്രമരഹിതമായ താരാപഥങ്ങളിലും സർപ്പിള കൈകളിലും കാണപ്പെടുന്ന, നീല ഭീമന്മാരും O, B സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസുകളിലെ സൂപ്പർജയൻ്റുകളും, K, M ക്ലാസുകളിലെ ചുവന്ന സൂപ്പർജയൻ്റുകളും, അയോണൈസ്ഡ് ഹൈഡ്രജൻ്റെ ശോഭയുള്ള പ്രദേശങ്ങളുള്ള ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ വാതകവും പൊടിയും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. അതിൽ കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള പ്രധാന ശ്രേണി നക്ഷത്രങ്ങളും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, അവ സൂര്യനു സമീപം ദൃശ്യമാണ്, എന്നാൽ വിദൂര ഗാലക്സികളിൽ അവ വേർതിരിച്ചറിയാൻ കഴിയില്ല.

ജനസംഖ്യ II, ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ളതും ലെൻ്റികുലാർ ഗാലക്‌സികളിലും അതുപോലെ സർപ്പിളങ്ങളുടെ മധ്യഭാഗങ്ങളിലും ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളിലും കാണപ്പെടുന്നു, ക്ലാസ് G5 മുതൽ K5 വരെയുള്ള ചുവന്ന ഭീമൻമാരും ഉപ ഭീമന്മാരും ഒരുപക്ഷേ ഉപഡ്വാർഫുകളും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു; അതിൽ പ്ലാനറ്ററി നെബുലകൾ കാണപ്പെടുന്നു, നോവകളുടെ പൊട്ടിത്തെറികൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു (ചിത്രം 3). ചിത്രത്തിൽ. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രൽ തരങ്ങളും (അല്ലെങ്കിൽ നിറങ്ങളും) വ്യത്യസ്ത പോപ്പുലേഷനുകൾക്കുള്ള അവയുടെ തിളക്കവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം ചിത്രം 4 കാണിക്കുന്നു.

അരി. 3. നക്ഷത്ര ജനസംഖ്യ. ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല എന്ന സർപ്പിള ഗാലക്സിയുടെ ഒരു ഫോട്ടോ കാണിക്കുന്നത്, ജനസംഖ്യ I ലെ നീല ഭീമന്മാരും സൂപ്പർജയൻ്റുകളും അതിൻ്റെ ഡിസ്കിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നുവെന്നും മധ്യഭാഗത്ത് ചുവന്ന പോപ്പുലേഷൻ II നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നും കാണിക്കുന്നു. ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങളും ദൃശ്യമാണ്: ഗാലക്സി NGC 205 ( താഴെ) കൂടാതെ M 32 ( മുകളിൽ ഇടത്). ഈ ഫോട്ടോയിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടേതാണ്.

അരി. 4. ഹെർസ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രം, ഇത് സ്പെക്ട്രൽ തരവും (അല്ലെങ്കിൽ നിറവും) നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രകാശവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം കാണിക്കുന്നു വത്യസ്ത ഇനങ്ങൾ. ഞാൻ: യുവജനസംഖ്യ I നക്ഷത്രങ്ങൾ, സർപ്പിള കൈകൾ. II: ജനസംഖ്യ I ലെ പ്രായമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ; III: പഴയ പോപ്പുലേഷൻ II നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകൾക്കും എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികൾക്കും സാധാരണമാണ്.

ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്‌സികളിൽ ജനസംഖ്യ II മാത്രമാണുള്ളതെന്നും ക്രമരഹിത ഗാലക്‌സികളിൽ ജനസംഖ്യ I മാത്രമേ ഉള്ളൂവെന്നുമാണ് ആദ്യം കരുതിയിരുന്നത്. എന്നിരുന്നാലും, ഗാലക്‌സികളിൽ സാധാരണയായി രണ്ട് നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളുടെ മിശ്രിതം വ്യത്യസ്ത അനുപാതത്തിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നതായി തെളിഞ്ഞു. വിശദമായ ജനസംഖ്യാ വിശകലനം അടുത്തുള്ള ഏതാനും ഗാലക്സികൾക്ക് മാത്രമേ സാധ്യമാകൂ, എന്നാൽ വിദൂര സംവിധാനങ്ങളുടെ നിറത്തിൻ്റെയും സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെയും അളവുകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് അവയുടെ നക്ഷത്ര ജനസംഖ്യയിലെ വ്യത്യാസം ബാഡെ കരുതിയതിനേക്കാൾ വലുതായിരിക്കാം എന്നാണ്.

ദൂരം. വിദൂര ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം അളക്കുന്നത് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിൻ്റെ കേവല സ്കെയിലിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്. ഇത് പല തരത്തിൽ ഇൻസ്റ്റാൾ ചെയ്തിട്ടുണ്ട്. ത്രികോണമിതി പാരലാക്സുകളുടെ രീതിയാണ് ഏറ്റവും അടിസ്ഥാനപരമായത്, 300 sv ദൂരത്തേക്ക് സാധുതയുണ്ട്. വർഷങ്ങൾ. ശേഷിക്കുന്ന രീതികൾ പരോക്ഷവും സ്ഥിതിവിവരക്കണക്കുകളുമാണ്; നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശരിയായ ചലനങ്ങൾ, റേഡിയൽ പ്രവേഗങ്ങൾ, തെളിച്ചം, നിറം, സ്പെക്ട്രം എന്നിവയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ് അവ. അവയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ, RR ലൈറ തരത്തിൻ്റെ പുതിയ, വേരിയബിളുകളുടെ കേവല മൂല്യങ്ങൾ  സെഫിയസ്, അവ ദൃശ്യമാകുന്ന അടുത്തുള്ള ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിൻ്റെ പ്രാഥമിക സൂചകമായി മാറുന്നു. ഈ ഗാലക്സികളിലെ ഗ്ലോബുലാർ ക്ലസ്റ്ററുകൾ, ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ, എമിഷൻ നെബുലകൾ എന്നിവ ദ്വിതീയ സൂചകങ്ങളായി മാറുകയും കൂടുതൽ വിദൂര താരാപഥങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അവസാനമായി, ഗാലക്സികളുടെ വ്യാസവും പ്രകാശവും ത്രിതീയ സൂചകങ്ങളായി ഉപയോഗിക്കുന്നു. ദൂരത്തിൻ്റെ അളവുകോലായി, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ സാധാരണയായി ഒരു വസ്തുവിൻ്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം ഉപയോഗിക്കുന്നു എംഅതിൻ്റെ കേവല വ്യാപ്തിയും എം; ഈ മൂല്യം ( എം–എം) "വ്യക്തമായ ദൂര മോഡുലസ്" എന്ന് വിളിക്കുന്നു. യഥാർത്ഥ ദൂരം കണ്ടെത്തുന്നതിന്, നക്ഷത്രാന്തരീയ പൊടിയാൽ പ്രകാശം ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നതിന് അത് ശരിയാക്കണം. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, പിശക് സാധാരണയായി 10-20% വരെ എത്തുന്നു.

എക്‌സ്ട്രാ ഗാലക്‌സി ഡിസ്റ്റൻസ് സ്കെയിൽ കാലാകാലങ്ങളിൽ പരിഷ്‌ക്കരിക്കപ്പെടുന്നു, അതായത് ദൂരത്തെ ആശ്രയിക്കുന്ന താരാപഥങ്ങളുടെ മറ്റ് പാരാമീറ്ററുകളും മാറുന്നു. പട്ടികയിൽ ഇന്നത്തെ ഗാലക്സികളുടെ ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗ്രൂപ്പുകളിലേക്കുള്ള ഏറ്റവും കൃത്യമായ ദൂരം 1 കാണിക്കുന്നു. കോടിക്കണക്കിന് പ്രകാശവർഷം അകലെയുള്ള കൂടുതൽ വിദൂര ഗാലക്സികളിലേക്ക്, അവയുടെ ചുവപ്പ് ഷിഫ്റ്റിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കി കുറഞ്ഞ കൃത്യതയോടെയാണ് ദൂരം കണക്കാക്കുന്നത് ( താഴെ നോക്കുക: റെഡ് ഷിഫ്റ്റിൻ്റെ സ്വഭാവം).

പട്ടിക 1. ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം, അവയുടെ ഗ്രൂപ്പുകൾ, ക്ലസ്റ്ററുകൾ
ഗാലക്സി അല്ലെങ്കിൽ ഗ്രൂപ്പ്	വ്യക്തമായ ദൂര ഘടകം (എം–എം )	ദൂരം, ദശലക്ഷം പ്രകാശം വർഷങ്ങൾ
വലിയ മഗല്ലനിക് മേഘം
ചെറിയ മഗല്ലനിക് മേഘം
ആൻഡ്രോമിഡ ഗ്രൂപ്പ് (എം 31)
ശിൽപ്പി സംഘം
ഗ്രൂപ്പ് ബി. ഉർസ (എം 81)
കന്നിരാശിയിലെ ക്ലസ്റ്റർ
ചൂളയിലെ ക്ലസ്റ്റർ

തിളക്കം.ഒരു ഗാലക്സിയുടെ ഉപരിതല തെളിച്ചം അളക്കുന്നത് ഒരു യൂണിറ്റ് ഏരിയയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മൊത്തം പ്രകാശം നൽകുന്നു. കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തിനൊപ്പം ഉപരിതല തിളക്കത്തിലുണ്ടാകുന്ന മാറ്റം താരാപഥത്തിൻ്റെ ഘടനയെ വിശേഷിപ്പിക്കുന്നു. എലിപ്റ്റിക് സിസ്റ്റങ്ങൾ, ഏറ്റവും സാധാരണവും സമമിതിയും പോലെ, മറ്റുള്ളവയേക്കാൾ കൂടുതൽ വിശദമായി പഠിച്ചു; പൊതുവായി, അവയെ ഒരു പ്രകാശമാന നിയമത്താൽ വിവരിക്കുന്നു (ചിത്രം 5, എ):

അരി. 5. ഗാലക്സികളുടെ ലുമിനോസിറ്റി ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷൻ. എഎലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികൾ (കുറഞ്ഞ ദൂരത്തിൻ്റെ നാലാമത്തെ റൂട്ടിനെ ആശ്രയിച്ച് ഉപരിതല തെളിച്ചത്തിൻ്റെ ലോഗരിതം കാണിക്കുന്നു. r/rഇ) 1/4, എവിടെ ആർ- കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം, ഒപ്പം ആർ e എന്നത് ഗാലക്‌സിയുടെ മൊത്തം പ്രകാശത്തിൻ്റെ പകുതിയും ഉൾക്കൊള്ളുന്ന ഫലപ്രദമായ ആരമാണ്; ബി- ലെൻ്റികുലാർ ഗാലക്സി NGC 1553; വി- മൂന്ന് സാധാരണ സർപ്പിള ഗാലക്സികൾ ( പുറം ഭാഗംഓരോന്നും നേർരേഖകൾ, ഇത് ദൂരത്തെ പ്രകാശമാനതയുടെ ഒരു എക്‌സ്‌പോണൻഷ്യൽ ആശ്രിതത്വം സൂചിപ്പിക്കുന്നു).

ലെൻ്റികുലാർ സിസ്റ്റങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള ഡാറ്റ പൂർണ്ണമല്ല. അവയുടെ ലുമിനോസിറ്റി പ്രൊഫൈലുകൾ (ചിത്രം 5, ബി) ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ പ്രൊഫൈലുകളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്, കൂടാതെ മൂന്ന് പ്രധാന മേഖലകളുണ്ട്: കോർ, ലെൻസ്, എൻവലപ്പ്. ഈ സംവിധാനങ്ങൾ ദീർഘവൃത്തത്തിനും സർപ്പിളത്തിനും ഇടയിലുള്ളതായി കാണപ്പെടുന്നു.

സർപ്പിളങ്ങൾ വളരെ വൈവിധ്യപൂർണ്ണമാണ്, അവയുടെ ഘടന സങ്കീർണ്ണമാണ്, അവയുടെ പ്രകാശത്തിൻ്റെ വിതരണത്തിന് ഒരൊറ്റ നിയമവുമില്ല. എന്നിരുന്നാലും, കാമ്പിൽ നിന്ന് വളരെ അകലെയുള്ള ലളിതമായ സർപ്പിളുകൾക്ക്, ഡിസ്കിൻ്റെ ഉപരിതല പ്രകാശം ചുറ്റളവിലേക്ക് ഗണ്യമായി കുറയുന്നതായി തോന്നുന്നു. ഗ്യാലക്സികളുടെ ഫോട്ടോഗ്രാഫുകൾ നോക്കുമ്പോൾ സർപ്പിള കൈകളുടെ പ്രകാശം ദൃശ്യമാകുന്നത്ര വലുതല്ലെന്ന് അളവുകൾ കാണിക്കുന്നു. കൈകൾ നീല വെളിച്ചത്തിൽ ഡിസ്കിൻ്റെ തിളക്കത്തിൽ 20% ത്തിൽ കൂടുതൽ ചേർക്കുന്നില്ല, ചുവന്ന വെളിച്ചത്തിൽ ഗണ്യമായി കുറവാണ്. ബൾഗിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശത്തിൻ്റെ സംഭാവന കുറയുന്നു സാലേക്ക് എസ്.ഡി(ചിത്രം 5, വി).

ഗാലക്സിയുടെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം അളക്കുന്നതിലൂടെ എംഅതിൻ്റെ ദൂര മോഡുലസ് നിർണ്ണയിക്കുന്നു ( എം–എം), കേവല മൂല്യം കണക്കാക്കുക എം. ക്വാസാറുകൾ ഒഴികെയുള്ള ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള ഗാലക്സികൾ, എം 22, അതായത്. അവയുടെ പ്രകാശം സൂര്യനേക്കാൾ 100 ബില്യൺ മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. ഒപ്പം ഏറ്റവും ചെറിയ ഗാലക്സികളും എം10, അതായത്. പ്രകാശം ഏകദേശം. 10 6 സോളാർ. ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണം വിതരണം എം, "ലുമിനോസിറ്റി ഫംഗ്ഷൻ" എന്ന് വിളിക്കുന്നു, - പ്രധാന സ്വഭാവംപ്രപഞ്ചത്തിലെ ഗാലക്‌സി ജനസംഖ്യ, പക്ഷേ അത് കൃത്യമായി നിർണ്ണയിക്കുന്നത് എളുപ്പമല്ല.

ഒരു നിശ്ചിത പരിമിതമായ ദൃശ്യ വ്യാപ്തിയിലേക്ക് തിരഞ്ഞെടുത്ത ഗാലക്സികൾക്കായി, ഓരോ തരത്തിലുമുള്ള ലുമിനോസിറ്റി ഫംഗ്ഷൻ വെവ്വേറെ ഇമുമ്പ് എസ്.സിനീല രശ്മികളിൽ ശരാശരി കേവല മൂല്യമുള്ള ഏതാണ്ട് ഗൗസിയൻ (മണിയുടെ ആകൃതിയിലുള്ളത്). എം എം= 18.5 ഉം ചിതറിക്കിടക്കുന്നതും  0.8 (ചിത്രം 6). എന്നാൽ വൈകി-ടൈപ്പ് ഗാലക്സികൾ നിന്ന് എസ്.ഡിമുമ്പ് Imകൂടാതെ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള കുള്ളന്മാർ മങ്ങിയതുമാണ്.

ഒരു നിശ്ചിത വ്യാപ്തിയിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ ഒരു സമ്പൂർണ്ണ സാമ്പിളിനായി, ഉദാഹരണത്തിന് ഒരു ക്ലസ്റ്ററിൽ, പ്രകാശം കുറയുന്നതിനനുസരിച്ച് പ്രകാശത്തിൻ്റെ പ്രവർത്തനം കുത്തനെ വർദ്ധിക്കുന്നു, അതായത്. കുള്ളൻ താരാപഥങ്ങളുടെ എണ്ണം ഭീമൻ താരാപഥങ്ങളുടെ എണ്ണത്തേക്കാൾ പലമടങ്ങ് കൂടുതലാണ്

അരി. 6. ഗാലക്സി ലുമിനോസിറ്റി ഫംഗ്ഷൻ. എ- സാമ്പിൾ ഒരു നിശ്ചിത പരിമിതമായ ദൃശ്യ മൂല്യത്തേക്കാൾ തെളിച്ചമുള്ളതാണ്; ബി- ഒരു നിശ്ചിത വലിയ സ്ഥലത്ത് ഒരു പൂർണ്ണ സാമ്പിൾ. കുള്ളൻ സംവിധാനങ്ങളുടെ അമിതമായ എണ്ണം ശ്രദ്ധിക്കുക എംബി< -16.

വലിപ്പം. താരാപഥങ്ങളുടെ നക്ഷത്ര സാന്ദ്രതയും പ്രകാശവും ക്രമേണ പുറത്തേക്ക് ക്ഷയിക്കുന്നതിനാൽ, അവയുടെ വലുപ്പത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യം യഥാർത്ഥത്തിൽ ദൂരദർശിനിയുടെ കഴിവുകളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു, ഗാലക്‌സിയുടെ പുറം ഭാഗങ്ങളുടെ മങ്ങിയ തിളക്കം രാത്രി ആകാശത്തിൻ്റെ തിളക്കത്തിനെതിരെ ഉയർത്തിക്കാട്ടാനുള്ള അതിൻ്റെ കഴിവിനെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ആധുനികസാങ്കേതികവിദ്യആകാശത്തിൻ്റെ തെളിച്ചത്തിൻ്റെ 1% ൽ താഴെ തെളിച്ചമുള്ള ഗാലക്സികളുടെ പ്രദേശങ്ങൾ രജിസ്റ്റർ ചെയ്യാൻ നിങ്ങളെ അനുവദിക്കുന്നു; ഇത് ഗാലക്സി ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ തെളിച്ചത്തേക്കാൾ ഒരു ദശലക്ഷം മടങ്ങ് കുറവാണ്. ഈ ഐസോഫോട്ട് (തുല്യമായ തെളിച്ചത്തിൻ്റെ രേഖ) അനുസരിച്ച്, ഗാലക്സികളുടെ വ്യാസം ആയിരക്കണക്കിന് പ്രകാശവർഷം മുതൽ കുള്ളൻ സംവിധാനങ്ങൾനൂറുകണക്കിന് ആയിരങ്ങൾ വരെ - ഭീമാകാരമായവയ്ക്ക്. ചട്ടം പോലെ, ഗാലക്സികളുടെ വ്യാസം അവയുടെ കേവലമായ പ്രകാശമാനവുമായി നന്നായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.

സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസും നിറവും.ഗാലക്സിയുടെ ആദ്യ സ്പെക്ട്രോഗ്രാം - ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല, 1899-ൽ പോട്സ്ഡാം ഒബ്സർവേറ്ററിയിൽ നിന്ന് യു. ഷൈനർ (1858-1913) നേടിയെടുത്തു, അതിൻ്റെ ആഗിരണം രേഖകൾ സൂര്യൻ്റെ സ്പെക്ട്രത്തിന് സമാനമാണ്. ഗാലക്സികളുടെ സ്പെക്ട്രയെക്കുറിച്ചുള്ള വൻതോതിലുള്ള ഗവേഷണം ആരംഭിച്ചത് കുറഞ്ഞ ചിതറിക്കിടക്കുന്ന (200-400 / മിമി) "വേഗതയുള്ള" സ്പെക്ട്രോഗ്രാഫുകളുടെ സൃഷ്ടിയോടെയാണ്; പിന്നീട്, ഇലക്ട്രോണിക് ഇമേജ് ബ്രൈറ്റ്നസ് ആംപ്ലിഫയറുകളുടെ ഉപയോഗം 20-100/മില്ലീമീറ്ററായി വ്യാപനം വർദ്ധിപ്പിക്കാൻ സഹായിച്ചു. യെർകെസ് ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ മോർഗൻ്റെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ, സങ്കീർണ്ണമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും അത് കാണിച്ചു ഗാലക്സികളുടെ ഘടന, അവയുടെ സ്പെക്ട്ര സാധാരണയായി ഒരു നിശ്ചിത ക്ലാസിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രയോട് അടുത്താണ് എമുമ്പ് കെസ്പെക്ട്രവും ഗാലക്സിയുടെ രൂപഘടനയും തമ്മിൽ ശ്രദ്ധേയമായ ഒരു ബന്ധമുണ്ട്. ചട്ടം പോലെ, ക്ലാസ് സ്പെക്ട്രം എക്രമരഹിത ഗാലക്സികൾ ഉണ്ട് Imസർപ്പിളുകളും എസ്.എംഒപ്പം എസ്.ഡി. സ്പെക്ട്ര ക്ലാസ് എ-എഫ്സർപ്പിളങ്ങളിൽ എസ്.ഡിഒപ്പം എസ്.സി. നിന്ന് കൈമാറ്റം എസ്.സിലേക്ക് എസ്.ബിഎന്നതിൽ നിന്നുള്ള സ്പെക്ട്രത്തിലെ മാറ്റത്തോടൊപ്പം എഫ്ലേക്ക് എഫ്-ജി, സർപ്പിളുകളും എസ്.ബിഒപ്പം സാ, ലെൻ്റികുലാർ, എലിപ്റ്റിക്കൽ സിസ്റ്റങ്ങൾക്ക് സ്പെക്ട്രയുണ്ട് ജിഒപ്പം കെ. ശരിയാണ്, സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസിലെ താരാപഥങ്ങളുടെ വികിരണം പിന്നീട് തെളിഞ്ഞു എയഥാർത്ഥത്തിൽ സ്പെക്ട്രൽ തരത്തിലുള്ള ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശത്തിൻ്റെ മിശ്രിതം അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു ബിഒപ്പം കെ.

ആഗിരണരേഖകൾക്കു പുറമേ, പല ഗാലക്സികൾക്കും ക്ഷീരപഥത്തിലെ ഉദ്വമന നെബുലകൾ പോലെ ദൃശ്യമായ എമിഷൻ ലൈനുകളും ഉണ്ട്. സാധാരണയായി ഇവ ബാമർ സീരീസിൻ്റെ ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകളാണ്, ഉദാഹരണത്തിന്, എച്ച്  ഓൺ  6563, അയോണൈസ്ഡ് നൈട്രജൻ്റെ (N II) ഇരട്ടികൾ  6548 ഉം 6583 ഉം സൾഫർ (S II) ഓൺ  6717, 6731, അയോണൈസ്ഡ് ഓക്സിജൻ (O II) ഓൺ  3726 ഉം 3729 ഉം ഇരട്ടി അയോണൈസ്ഡ് ഓക്സിജൻ (O III) ഓൺ  4959, 5007. എമിഷൻ ലൈനുകളുടെ തീവ്രത സാധാരണയായി ഗാലക്സികളുടെ ഡിസ്കുകളിലെ വാതകത്തിൻ്റെയും സൂപ്പർജയൻ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും അളവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു: ഈ ലൈനുകൾ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ളതും ലെൻ്റിക്യുലാർ ഗാലക്സികളിൽ ഇല്ലാത്തതും വളരെ ദുർബലവുമാണ്, എന്നാൽ സർപ്പിളവും ക്രമരഹിതവുമായവയിൽ ശക്തിപ്പെടുത്തുന്നു. സാലേക്ക് Im. കൂടാതെ, ഹൈഡ്രജനേക്കാൾ (N, O, S) ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളുടെ എമിഷൻ ലൈനുകളുടെ തീവ്രത, ഒരുപക്ഷേ, ഈ മൂലകങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക സമൃദ്ധി കാമ്പിൽ നിന്ന് ഡിസ്ക് ഗാലക്സികളുടെ ചുറ്റളവിലേക്ക് കുറയുന്നു. ചില ഗാലക്സികൾക്ക് അവയുടെ കാമ്പിൽ അസാധാരണമാംവിധം ശക്തമായ ഉദ്വമനരേഖകളുണ്ട്. 1943-ൽ, കെ. സെയ്‌ഫെർട്ട് കാമ്പുകളിൽ വളരെ വിശാലമായ ഹൈഡ്രജൻ ലൈനുകളുള്ള ഒരു പ്രത്യേക തരം ഗാലക്സി കണ്ടെത്തി, ഇത് അവയുടെ ഉയർന്ന പ്രവർത്തനത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഈ ന്യൂക്ലിയസ്സുകളുടെയും അവയുടെ സ്പെക്ട്രയുടെയും പ്രകാശം കാലത്തിനനുസരിച്ച് മാറുന്നു. പൊതുവേ, സെയ്ഫെർട്ട് ഗാലക്സികളുടെ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ ക്വാസാറുകൾക്ക് സമാനമാണ്, എന്നിരുന്നാലും അത്ര ശക്തമല്ല.

ഗാലക്സികളുടെ രൂപാന്തര ക്രമത്തിൽ, അവയുടെ വർണ്ണത്തിൻ്റെ അവിഭാജ്യ സൂചിക മാറുന്നു ( ബി–വി), അതായത്. നീല നിറത്തിലുള്ള ഒരു ഗാലക്സിയുടെ കാന്തിമാനം തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം ബിമഞ്ഞയും വികിരണങ്ങൾ ശരാശരിപ്രധാന തരം ഗാലക്സികളുടെ നിറങ്ങൾ ഇപ്രകാരമാണ്:

ഈ സ്കെയിലിൽ, 0.0 യോജിക്കുന്നു വെളുത്ത നിറം, 0.5 - മഞ്ഞകലർന്ന, 1.0 - ചുവപ്പ്.

ഒരു ഗാലക്സിയുടെ നിറം കാമ്പിൽ നിന്ന് അരികിലേക്ക് വ്യത്യാസപ്പെടുന്നുവെന്ന് വിശദമായ ഫോട്ടോമെട്രി സാധാരണയായി വെളിപ്പെടുത്തുന്നു, ഇത് നക്ഷത്ര ഘടനയിലെ മാറ്റത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. മിക്ക താരാപഥങ്ങളും നീലനിറത്തിലാണ് ബാഹ്യ പ്രദേശങ്ങൾകാമ്പിലുള്ളതിനേക്കാൾ; ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ളതിനേക്കാൾ സർപ്പിളങ്ങളിൽ ഇത് വളരെ ശ്രദ്ധേയമാണ്, കാരണം അവയുടെ ഡിസ്കുകളിൽ ധാരാളം ഇളം നീല നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. സാധാരണയായി ന്യൂക്ലിയസ് ഇല്ലാത്ത ക്രമരഹിത ഗാലക്സികൾ പലപ്പോഴും അരികിലുള്ളതിനേക്കാൾ മധ്യഭാഗത്ത് നീലനിറമായിരിക്കും.

ഭ്രമണവും പിണ്ഡവും.കേന്ദ്രത്തിലൂടെ കടന്നുപോകുന്ന ഒരു അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റുമുള്ള ഗാലക്സിയുടെ ഭ്രമണം അതിൻ്റെ സ്പെക്ട്രത്തിലെ വരികളുടെ തരംഗദൈർഘ്യത്തിൽ മാറ്റത്തിന് കാരണമാകുന്നു: ഗാലക്സിയുടെ പ്രദേശങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള വരികൾ സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ വയലറ്റ് ഭാഗത്തേക്ക് മാറുന്നു, ഒപ്പം പിൻവാങ്ങുന്ന പ്രദേശങ്ങളിൽ നിന്ന് ചുവപ്പിലേക്ക് മാറുന്നു. (ചിത്രം 7). ഡോപ്ലർ ഫോർമുല അനുസരിച്ച്, ലൈൻ തരംഗദൈർഘ്യത്തിലെ ആപേക്ഷിക മാറ്റം  ആണ്  / = വി ആർ /സി, എവിടെ സിപ്രകാശത്തിൻ്റെ വേഗതയാണ്, ഒപ്പം വി ആർ- റേഡിയൽ വേഗത, അതായത്. കാഴ്ചയുടെ രേഖയിൽ ഉറവിട വേഗത ഘടകം. ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിപ്ലവ കാലഘട്ടങ്ങൾ നൂറുകണക്കിന് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങളാണ്, അവയുടെ പരിക്രമണ ചലനത്തിൻ്റെ വേഗത സെക്കൻഡിൽ 300 കി.മീ. സാധാരണയായി, ഡിസ്ക് റൊട്ടേഷൻ വേഗത അതിൻ്റെ പരമാവധി മൂല്യത്തിൽ എത്തുന്നു ( വി എം) മധ്യത്തിൽ നിന്ന് കുറച്ച് അകലെ ( ആർ എം), തുടർന്ന് കുറയുന്നു (ചിത്രം 8). നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്ക് സമീപം വി എം= 230 കി.മീ/സെക്കൻറ് അകലെ ആർ എം= 40 ആയിരം സെൻ്റ്. കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് വർഷങ്ങൾ:

അരി. 7. ഗാലക്സിയുടെ സ്പെക്ട്രൽ ലൈനുകൾ, ഒരു അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു എൻ, സ്പെക്ട്രോഗ്രാഫ് സ്ലിറ്റ് അക്ഷത്തിൽ ഓറിയൻ്റഡ് ആയിരിക്കുമ്പോൾ എബി. ഗാലക്സിയുടെ പിൻവാങ്ങുന്ന അറ്റത്ത് നിന്നുള്ള രേഖ ( ബി) ചുവന്ന വശത്തേക്കും (R) അടുക്കുന്ന അരികിൽ നിന്നും (R) വ്യതിചലിക്കുന്നു. എ) - അൾട്രാവയലറ്റ് വരെ (UV).

അരി. 8. ഗാലക്സി റൊട്ടേഷൻ കർവ്. ഭ്രമണ വേഗത വി r പരമാവധി മൂല്യത്തിൽ എത്തുന്നു വിഅകലെ എം ആർഗാലക്‌സിയുടെ മധ്യത്തിൽ നിന്ന് എം തുടർന്ന് പതുക്കെ കുറയുന്നു.

ഗാലക്സികളുടെ സ്പെക്ട്രയിലെ ആഗിരണം ലൈനുകളും എമിഷൻ ലൈനുകളും ഒരേ ആകൃതിയാണ്, അതിനാൽ, ഡിസ്കിലെ നക്ഷത്രങ്ങളും വാതകവും ഒരേ ദിശയിൽ ഒരേ വേഗതയിൽ കറങ്ങുന്നു. ഡിസ്കിലെ ഇരുണ്ട പൊടിപടലങ്ങളുടെ സ്ഥാനം അനുസരിച്ച്, ഗാലക്സിയുടെ ഏത് അറ്റം നമ്മോട് അടുക്കുന്നുവെന്ന് മനസിലാക്കാൻ കഴിയുമ്പോൾ, സർപ്പിള കൈകളുടെ വളച്ചൊടിക്കൽ ദിശ കണ്ടെത്താനാകും: പഠിച്ച എല്ലാ താരാപഥങ്ങളിലും അവ പിന്നിലാണ്, അതായത്, കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുമ്പോൾ, ഭുജം ദിശ ഭ്രമണത്തിന് എതിർ ദിശയിലേക്ക് വളയുന്നു.

ഭ്രമണ വക്രത്തിൻ്റെ വിശകലനം താരാപഥത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം നിർണ്ണയിക്കാൻ ഞങ്ങളെ അനുവദിക്കുന്നു. ഏറ്റവും ലളിതമായ സാഹചര്യത്തിൽ, ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തെ അപകേന്ദ്രബലത്തിന് തുല്യമാക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണപഥത്തിനുള്ളിലെ ഗാലക്സിയുടെ പിണ്ഡം നമുക്ക് ലഭിക്കും: എം = ആർ.വി ആർ 2 /ജി, എവിടെ ജി- ഗുരുത്വാകർഷണത്തിൻ്റെ സ്ഥിരാങ്കം. പെരിഫറൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനത്തെക്കുറിച്ചുള്ള വിശകലനം മൊത്തം പിണ്ഡം കണക്കാക്കാൻ ഒരാളെ അനുവദിക്കുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്ക് ഏകദേശം പിണ്ഡമുണ്ട്. 210 11 സൗരപിണ്ഡങ്ങൾ, ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയ്ക്ക് 410 11, വലിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിന് - 1510 9. ഡിസ്ക് ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡം അവയുടെ പ്രകാശത്തിന് ഏകദേശം ആനുപാതികമാണ് ( എൽ), അതിനാൽ ബന്ധം എം/എൽനീല രശ്മികളിലെ തിളക്കത്തിന് ഏതാണ്ട് തുല്യമാണ് എം/എൽ സൗരപിണ്ഡത്തിൻ്റെയും പ്രകാശത്തിൻ്റെയും യൂണിറ്റുകളിൽ 5.

ഒരു ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്സിയുടെ പിണ്ഡം അതേ രീതിയിൽ കണക്കാക്കാം, ഡിസ്ക് റൊട്ടേഷൻ വേഗതയ്ക്ക് പകരം ഗാലക്സിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അരാജകമായ ചലനത്തിൻ്റെ വേഗത കണക്കാക്കാം (  വി), ഇത് സ്പെക്ട്രൽ ലൈനുകളുടെ വീതിയാൽ അളക്കുന്നു, അതിനെ പ്രവേഗ ഡിസ്പർഷൻ എന്ന് വിളിക്കുന്നു: എം  ആർ വി 2 /ജി, എവിടെ ആർ- ഗാലക്സിയുടെ ആരം (വൈറൽ സിദ്ധാന്തം). ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള താരാപഥങ്ങളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രവേഗ വ്യാപനം സാധാരണയായി 50 മുതൽ 300 കി.മീ/സെക്കൻഡ് വരെയും കുള്ളൻ സിസ്റ്റങ്ങളിലെ പിണ്ഡം 10 9 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ നിന്ന് ഭീമാകാരമായവയിൽ 10 12 വരെയും ആയിരിക്കും.

റേഡിയോ ഉദ്വമനംക്ഷീരപഥം 1931-ൽ കെ. ജാൻസ്‌കി കണ്ടെത്തി. ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ ആദ്യ റേഡിയോ ഭൂപടം 1945-ൽ ജി. റെബർ ആണ് കണ്ടെത്തിയത്. ഈ വികിരണം വരുന്നത് വിശാലമായ ശ്രേണിതരംഗദൈർഘ്യം  അല്ലെങ്കിൽ ആവൃത്തികൾ  = സി/ , നിരവധി മെഗാഹെർട്സിൽ നിന്ന് (   100 മീറ്റർ) പതിനായിരക്കണക്കിന് ഗിഗാഹെർട്സ് (   1 സെ.മീ), അതിനെ "തുടർച്ച" എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നിരവധി ഭൗതിക പ്രക്രിയകൾ ഇതിന് ഉത്തരവാദികളാണ്, അവയിൽ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത് നക്ഷത്രാന്തര ഇലക്ട്രോണുകളിൽ നിന്നുള്ള സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണം ദുർബലമായ ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൽ പ്രകാശവേഗതയിൽ ചലിക്കുന്നതാണ്. 1950-ൽ, 1.9 മീറ്റർ തരംഗദൈർഘ്യമുള്ള തുടർച്ചയായ ഉദ്വമനം ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിൽ നിന്നും പിന്നീട് മറ്റ് പല ഗാലക്സികളിൽ നിന്നും ആർ.ബ്രൗണും കെ.ഹസാർഡും (ജോഡ്രെൽ ബാങ്ക്, ഇംഗ്ലണ്ട്) കണ്ടെത്തി. നമ്മുടേത് അല്ലെങ്കിൽ M 31 പോലെയുള്ള സാധാരണ ഗാലക്സികൾ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ ദുർബലമായ ഉറവിടങ്ങളാണ്. റേഡിയോ ശ്രേണിയിൽ അവർ അവയുടെ ഒപ്റ്റിക്കൽ ശക്തിയുടെ ഒരു ദശലക്ഷത്തിലൊന്ന് മാത്രമേ പുറപ്പെടുവിക്കുകയുള്ളൂ. എന്നാൽ ചില അസാധാരണ ഗാലക്സികളിൽ ഈ വികിരണം കൂടുതൽ ശക്തമാണ്. ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള "റേഡിയോ ഗാലക്സികൾ" വിർഗോ എ (എം 87), സെൻ്റോർ എ (എൻജിസി 5128), പെർസ്യൂസ് എ (എൻജിസി 1275) എന്നിവയ്ക്ക് ഒപ്റ്റിക്കലിൻ്റെ 10-4 10-3 റേഡിയോ ലുമിനോസിറ്റി ഉണ്ട്. റേഡിയോ ഗാലക്സി സിഗ്നസ് എ പോലുള്ള അപൂർവ വസ്തുക്കൾക്ക് ഈ അനുപാതം ഏകത്വത്തോട് അടുത്താണ്. ഈ ശക്തമായ റേഡിയോ സ്രോതസ്സ് കണ്ടുപിടിച്ച് ഏതാനും വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷം മാത്രമാണ് അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഒരു മങ്ങിയ ഗാലക്സി കണ്ടെത്താൻ സാധിച്ചത്. വിദൂര ഗാലക്സികളുമായി ബന്ധപ്പെട്ട പല മങ്ങിയ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളും ഇതുവരെ ഒപ്റ്റിക്കൽ വസ്തുക്കളുമായി തിരിച്ചറിഞ്ഞിട്ടില്ല.

ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ ഒന്നിച്ചുചേർന്നിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും വാതകങ്ങളുടെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും ഒരു വലിയ രൂപവത്കരണമാണ് ഗാലക്സി. പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഈ സംയുക്തങ്ങൾക്ക് ആകൃതിയിലും വലിപ്പത്തിലും വ്യത്യാസമുണ്ടാകാം. ഭൂരിഭാഗം ബഹിരാകാശ വസ്തുക്കളും ഒരു പ്രത്യേക ഗാലക്സിയുടെ ഭാഗമാണ്. ഇവ നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഗ്രഹങ്ങൾ, ഉപഗ്രഹങ്ങൾ, നെബുലകൾ, തമോദ്വാരങ്ങൾ, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ എന്നിവയാണ്. ചില താരാപഥങ്ങൾക്ക് വലിയ അളവിൽ അദൃശ്യമായ ഇരുണ്ട ഊർജ്ജമുണ്ട്. ഗാലക്‌സികളെ ശൂന്യമായ ഇടത്താൽ വേർതിരിക്കുന്നതിനാൽ, അവയെ കോസ്മിക് മരുഭൂമിയിലെ മരുപ്പച്ചകൾ എന്ന് ആലങ്കാരികമായി വിളിക്കുന്നു.

	എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സി	സർപ്പിള ഗാലക്സി	തെറ്റായ ഗാലക്സി
ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഘടകം	മുഴുവൻ ഗാലക്സിയും	കഴിക്കുക	വളരെ ദുർബലമായ
നക്ഷത്ര ഡിസ്ക്	ഒന്നുമല്ല അല്ലെങ്കിൽ ദുർബലമായി പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു	പ്രധാന ഘടകം	പ്രധാന ഘടകം
ഗ്യാസും പൊടിയും	ഇല്ല	കഴിക്കുക	കഴിക്കുക
സർപ്പിള ശാഖകൾ	ഇല്ല അല്ലെങ്കിൽ കാമ്പിനടുത്ത് മാത്രം	കഴിക്കുക	ഇല്ല
സജീവമായ കോറുകൾ	കണ്ടുമുട്ടുക	കണ്ടുമുട്ടുക	ഇല്ല
	20%	55%	5%

നമ്മുടെ ഗാലക്സി

നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രമായ സൂര്യൻ, ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സിയിലെ ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഒന്നാണ്. നക്ഷത്രനിബിഡമായ രാത്രി ആകാശത്തേക്ക് നോക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രങ്ങളാൽ ചിതറിക്കിടക്കുന്ന വിശാലമായ ഒരു സ്ട്രിപ്പ് ശ്രദ്ധിക്കാതിരിക്കാൻ പ്രയാസമാണ്. പുരാതന ഗ്രീക്കുകാർ ഈ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തെ ഗാലക്സി എന്ന് വിളിച്ചു.

ഈ നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയെ പുറത്ത് നിന്ന് നോക്കാനുള്ള അവസരമുണ്ടെങ്കിൽ, 150 ബില്യണിലധികം നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള ഒരു ഓബ്ലേറ്റ് ബോൾ ഞങ്ങൾ ശ്രദ്ധിക്കും. നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്ക് സങ്കൽപ്പിക്കാൻ പ്രയാസമുള്ള അളവുകൾ ഉണ്ട്. ഒരു പ്രകാശകിരണം ലക്ഷക്കണക്കിന് ഭൗമവർഷങ്ങളോളം ഒരു വശത്ത് നിന്ന് മറുവശത്തേക്ക് സഞ്ചരിക്കുന്നു! നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗം ഒരു കാമ്പ് ഉൾക്കൊള്ളുന്നു, അതിൽ നിന്ന് നക്ഷത്രങ്ങൾ നിറഞ്ഞ വലിയ സർപ്പിള ശാഖകൾ വ്യാപിക്കുന്നു. സൂര്യനിൽ നിന്ന് ഗാലക്സിയുടെ കാമ്പിലേക്കുള്ള ദൂരം 30 ആയിരം പ്രകാശവർഷമാണ്. ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ പ്രാന്തപ്രദേശത്താണ് സൗരയൂഥം സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്.

കോസ്മിക് ബോഡികളുടെ വലിയ ശേഖരണം ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും ഗാലക്സിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ വിരളമാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം അവയുടെ വ്യാസത്തേക്കാൾ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. പ്രപഞ്ചത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ ക്രമരഹിതമായി ചിതറിക്കിടക്കുന്നുവെന്ന് പറയാനാവില്ല. അവയുടെ സ്ഥാനം ആകാശഗോളത്തെ ഒരു പ്രത്യേക തലത്തിൽ പിടിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലങ്ങളുള്ള നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥകളെ ഗാലക്സികൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളെ കൂടാതെ, ഗാലക്സിയിൽ വാതകവും നക്ഷത്രാന്തര പൊടിയും ഉൾപ്പെടുന്നു.

ഗാലക്സികളുടെ ഘടന.

പ്രപഞ്ചം മറ്റ് പല ഗാലക്സികളും ചേർന്നതാണ്. നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ളത് 150 ആയിരം പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ്. തെക്കൻ അർദ്ധഗോളത്തിൻ്റെ ആകാശത്ത് ചെറിയ മൂടൽമഞ്ഞുള്ള പാടുകളുടെ രൂപത്തിൽ അവ കാണാം. ലോകമെമ്പാടുമുള്ള മഗല്ലനിക് പര്യവേഷണത്തിലെ അംഗമായ പിഗാഫെറ്റാണ് അവരെ ആദ്യമായി വിവരിച്ചത്. വലുതും ചെറുതുമായ മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങൾ എന്ന പേരിൽ അവർ ശാസ്ത്രത്തിലേക്ക് പ്രവേശിച്ചു.

നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗാലക്സി ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയാണ്. അവൾക്ക് വളരെ ഉണ്ട് വലിയ വലിപ്പങ്ങൾ, അതിനാൽ സാധാരണ ബൈനോക്കുലറുകൾ ഉപയോഗിച്ച് ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകും, വ്യക്തമായ കാലാവസ്ഥയിൽ - നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് പോലും.

ഗാലക്സിയുടെ ഘടന തന്നെ ബഹിരാകാശത്ത് ഒരു ഭീമാകാരമായ സർപ്പിള കോൺവെക്സിനോട് സാമ്യമുള്ളതാണ്. സർപ്പിള കൈകളിൽ ഒന്നിൽ, മധ്യത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തിൻ്റെ ¾ സൗരയൂഥമാണ്. ഗാലക്സിയിലെ എല്ലാം കേന്ദ്ര കാമ്പിനെ ചുറ്റുകയും അതിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ ബലത്തിന് വിധേയമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. 1962-ൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ എഡ്വിൻ ഹബിൾ ഗാലക്സികളെ അവയുടെ ആകൃതി അനുസരിച്ച് തരംതിരിച്ചു. ശാസ്ത്രജ്ഞൻ എല്ലാ ഗാലക്സികളെയും എലിപ്റ്റിക്കൽ, സർപ്പിള, ക്രമരഹിത, ബാർഡ് ഗാലക്സികളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു.

ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഗവേഷണത്തിന് പ്രാപ്യമായ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ഭാഗത്ത് കോടിക്കണക്കിന് താരാപഥങ്ങളുണ്ട്. മൊത്തത്തിൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ അവയെ മെറ്റാഗാലക്സി എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ഗാലക്സികൾ

ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ ഒരുമിച്ച് പിടിച്ചിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ, വാതകം, പൊടി എന്നിവയുടെ വലിയ ഗ്രൂപ്പുകളാണ് ഗാലക്സികളെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നത്. ആകൃതിയിലും വലുപ്പത്തിലും അവ ഗണ്യമായി വ്യത്യാസപ്പെടാം. ഭൂരിഭാഗം ബഹിരാകാശ വസ്തുക്കളും ഏതെങ്കിലും ഗാലക്സിയിൽ പെടുന്നു. ഇവ തമോദ്വാരങ്ങൾ, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ, ഉപഗ്രഹങ്ങളും ഗ്രഹങ്ങളുമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ, നെബുലകൾ, ന്യൂട്രോൺ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ എന്നിവയാണ്.

പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഒട്ടുമിക്ക താരാപഥങ്ങളിലും അദൃശ്യമായ ഡാർക്ക് എനർജി ധാരാളം അടങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. വ്യത്യസ്ത ഗാലക്സികൾക്കിടയിലുള്ള ഇടം ശൂന്യമായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നതിനാൽ, അവയെ ബഹിരാകാശ ശൂന്യതയിൽ മരുപ്പച്ചകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സിയിലെ കോടിക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഒന്നാണ് സൂര്യൻ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന ഒരു നക്ഷത്രം. ഈ സർപ്പിളത്തിൻ്റെ മധ്യത്തിൽ നിന്ന് ¾ അകലെയാണ് സൗരയൂഥം സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. ഈ ഗാലക്സിയിൽ, എല്ലാം അതിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ അനുസരിക്കുന്ന സെൻട്രൽ കോറിന് ചുറ്റും നിരന്തരം നീങ്ങുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, കാമ്പും ഗാലക്സിക്കൊപ്പം നീങ്ങുന്നു. അതേ സമയം, എല്ലാ ഗാലക്സികളും സൂപ്പർ സ്പീഡിൽ നീങ്ങുന്നു.
ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ എഡ്വിൻ ഹബിൾ 1962-ൽ പ്രപഞ്ചത്തിലെ താരാപഥങ്ങളെ അവയുടെ ആകൃതി കണക്കിലെടുത്ത് യുക്തിസഹമായ വർഗ്ഗീകരണം നടത്തി. ഇപ്പോൾ ഗാലക്സികളെ 4 പ്രധാന ഗ്രൂപ്പുകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു: ദീർഘവൃത്താകൃതി, സർപ്പിളം, ബാർഡ്, ക്രമരഹിത ഗാലക്സികൾ.
നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഗാലക്സി ഏതാണ്?
ആബെൽ 2029 ക്ലസ്റ്ററിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഒരു സൂപ്പർജയൻ്റ് ലെൻ്റികുലാർ ഗാലക്സിയാണ് പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഗാലക്സി.

സർപ്പിള ഗാലക്സികൾ

ശോഭയുള്ള കേന്ദ്രം (കോർ) ഉള്ള ഒരു പരന്ന സർപ്പിള ഡിസ്കിനോട് സാമ്യമുള്ള ഗാലക്സികളാണ് അവ. ഒരു സാധാരണ സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ് ക്ഷീരപഥം. സർപ്പിള താരാപഥങ്ങളെ സാധാരണയായി S എന്ന അക്ഷരത്തിൽ വിളിക്കുന്നു; അവയെ 4 ഉപഗ്രൂപ്പുകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു: Sa, So, Sc, Sb. സോ ഗ്രൂപ്പിൽ പെടുന്ന ഗാലക്സികളെ സർപ്പിള കൈകളില്ലാത്ത തിളക്കമുള്ള അണുകേന്ദ്രങ്ങളാൽ വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. സാ ഗാലക്‌സികളെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം, മധ്യ കാമ്പിനു ചുറ്റും ദൃഡമായി ഘടിപ്പിച്ച സാന്ദ്രമായ സർപ്പിള കൈകളാൽ അവയെ വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. Sc, Sb ഗാലക്സികളുടെ കൈകൾ വളരെ അപൂർവമായി മാത്രമേ കാമ്പിനെ വലയം ചെയ്യുന്നുള്ളൂ.

മെസ്സിയർ കാറ്റലോഗിൻ്റെ സർപ്പിള ഗാലക്സികൾ

ബാർഡ് ഗാലക്സികൾ

ബാർ ഗാലക്സികൾ സർപ്പിള ഗാലക്സികൾക്ക് സമാനമാണ്, എന്നാൽ ഒരു വ്യത്യാസമുണ്ട്. അത്തരം ഗാലക്സികളിൽ, സർപ്പിളങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നത് കാമ്പിൽ നിന്നല്ല, പാലങ്ങളിൽ നിന്നാണ്. എല്ലാ ഗാലക്സികളിലും ഏകദേശം 1/3 ഈ വിഭാഗത്തിൽ പെടുന്നു. അവ സാധാരണയായി SB എന്ന അക്ഷരങ്ങളാൽ നിയുക്തമാക്കപ്പെടുന്നു. അതാകട്ടെ, അവയെ Sbc, SBb, SBa എന്നിങ്ങനെ 3 ഉപഗ്രൂപ്പുകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഈ മൂന്ന് ഗ്രൂപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം ജമ്പറുകളുടെ ആകൃതിയും നീളവും അനുസരിച്ചാണ് നിർണ്ണയിക്കുന്നത്, വാസ്തവത്തിൽ, സർപ്പിളുകളുടെ ആയുധങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നു.

മെസ്സിയർ കാറ്റലോഗ് ബാറുള്ള സർപ്പിള ഗാലക്സികൾ

എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികൾ

ഗാലക്സികളുടെ ആകൃതി തികച്ചും വൃത്താകൃതിയിൽ നിന്ന് നീളമേറിയ ഓവൽ വരെ വ്യത്യാസപ്പെടാം. അവരുടെ വ്യതിരിക്തമായ സവിശേഷതസെൻട്രൽ ബ്രൈറ്റ് കോറിൻ്റെ അഭാവമാണ്. അവ E എന്ന അക്ഷരത്താൽ നിയുക്തമാക്കുകയും 6 ഉപഗ്രൂപ്പുകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു (ആകൃതി അനുസരിച്ച്). അത്തരം ഫോമുകൾ E0 മുതൽ E7 വരെ നിയുക്തമാക്കിയിരിക്കുന്നു. ആദ്യത്തേതിന് ഏതാണ്ട് വൃത്താകൃതിയുണ്ട്, അതേസമയം E7 ന് വളരെ നീളമേറിയ ആകൃതിയാണ്.

മെസ്സിയർ കാറ്റലോഗിൻ്റെ എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികൾ

ക്രമരഹിത ഗാലക്സികൾ

അവയ്ക്ക് വ്യക്തമായ ഘടനയോ രൂപമോ ഇല്ല. ക്രമരഹിത ഗാലക്സികളെ സാധാരണയായി 2 ക്ലാസുകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു: IO, Im. ഗാലക്സികളുടെ Im ക്ലാസ് ആണ് ഏറ്റവും സാധാരണമായത് (അതിന് ഘടനയുടെ ഒരു ചെറിയ സൂചന മാത്രമേ ഉള്ളൂ). ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ, ഹെലിക്കൽ അവശിഷ്ടങ്ങൾ ദൃശ്യമാണ്. ആകൃതിയിൽ ക്രമരഹിതമായ ഗാലക്സികളുടെ വിഭാഗത്തിൽ പെടുന്നതാണ് IO. ചെറുതും വലുതുമായ മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങൾ Im ക്ലാസിൻ്റെ ഒരു പ്രധാന ഉദാഹരണമാണ്.

മെസ്സിയർ കാറ്റലോഗിൻ്റെ ക്രമരഹിത ഗാലക്സികൾ

പ്രധാന തരം ഗാലക്സികളുടെ സ്വഭാവസവിശേഷതകളുടെ പട്ടിക

	എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സി	സർപ്പിള ഗാലക്സി	തെറ്റായ ഗാലക്സി
ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഘടകം	മുഴുവൻ ഗാലക്സിയും	കഴിക്കുക	വളരെ ദുർബലമായ
നക്ഷത്ര ഡിസ്ക്	ഒന്നുമല്ല അല്ലെങ്കിൽ ദുർബലമായി പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു	പ്രധാന ഘടകം	പ്രധാന ഘടകം
ഗ്യാസും പൊടിയും	ഇല്ല	കഴിക്കുക	കഴിക്കുക
സർപ്പിള ശാഖകൾ	ഇല്ല അല്ലെങ്കിൽ കാമ്പിനടുത്ത് മാത്രം	കഴിക്കുക	ഇല്ല
സജീവമായ കോറുകൾ	കണ്ടുമുട്ടുക	കണ്ടുമുട്ടുക	ഇല്ല
ശതമാനം മൊത്തം എണ്ണംതാരാപഥങ്ങൾ	20%	55%	5%

ഗാലക്സികളുടെ വലിയ ഛായാചിത്രം

പ്രപഞ്ചത്തിലുടനീളമുള്ള താരാപഥങ്ങളുടെ സ്ഥാനം തിരിച്ചറിയാനുള്ള സംയുക്ത പദ്ധതിയിൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പ്രവർത്തിക്കാൻ തുടങ്ങിയിട്ട് അധികനാളായിട്ടില്ല. വലിയ സ്കെയിലുകളിൽ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ മൊത്തത്തിലുള്ള ഘടനയെയും ആകൃതിയെയും കുറിച്ച് കൂടുതൽ വിശദമായ ചിത്രം നേടുക എന്നതാണ് അവരുടെ ലക്ഷ്യം. നിർഭാഗ്യവശാൽ, പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ അളവ് പലർക്കും മനസ്സിലാക്കാൻ പ്രയാസമാണ്. നൂറു കോടിയിലധികം നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങുന്ന നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെ എടുക്കുക. പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഇനിയും കോടിക്കണക്കിന് താരാപഥങ്ങളുണ്ട്. വിദൂര താരാപഥങ്ങൾ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്, എന്നാൽ അവയുടെ പ്രകാശം ഏകദേശം 9 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പുള്ളതുപോലെയാണ് നാം കാണുന്നത് (നമ്മൾ ഇത്രയും വലിയ ദൂരത്താൽ വേർപിരിഞ്ഞിരിക്കുന്നു).

ഭൂരിഭാഗം ഗാലക്സികളും ഒരു പ്രത്യേക ഗ്രൂപ്പിൽ പെട്ടതാണെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ മനസ്സിലാക്കി (ഇത് "ക്ലസ്റ്റർ" എന്നറിയപ്പെട്ടു). ക്ഷീരപഥം ഒരു ക്ലസ്റ്ററിൻ്റെ ഭാഗമാണ്, അതിൽ അറിയപ്പെടുന്ന നാല്പത് ഗാലക്സികൾ ഉൾപ്പെടുന്നു. സാധാരണഗതിയിൽ, ഈ ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ ഭൂരിഭാഗവും സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകൾ എന്ന വലിയ ഗ്രൂപ്പിംഗിൻ്റെ ഭാഗമാണ്.

ഞങ്ങളുടെ ക്ലസ്റ്റർ ഒരു സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററിൻ്റെ ഭാഗമാണ്, ഇതിനെ സാധാരണയായി വിർഗോ ക്ലസ്റ്റർ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. അത്തരമൊരു കൂറ്റൻ ക്ലസ്റ്ററിൽ രണ്ടായിരത്തിലധികം ഗാലക്സികൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ഈ ഗാലക്സികളുടെ സ്ഥാനത്തിൻ്റെ ഭൂപടം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ സൃഷ്ടിച്ച സമയത്ത്, സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകൾ ഒരു മൂർത്തമായ രൂപം സ്വീകരിക്കാൻ തുടങ്ങി. ഭീമാകാരമായ കുമിളകളോ ശൂന്യതയോ ആയി തോന്നുന്നവയ്ക്ക് ചുറ്റും വലിയ സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകൾ ഒത്തുകൂടി. ഇത് ഏത് തരത്തിലുള്ള ഘടനയാണ്, ഇതുവരെ ആർക്കും അറിയില്ല. ഈ ശൂന്യതകൾക്കുള്ളിൽ എന്തായിരിക്കുമെന്ന് ഞങ്ങൾക്ക് മനസ്സിലാകുന്നില്ല. അനുമാനമനുസരിച്ച്, ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് അജ്ഞാതമായ അല്ലെങ്കിൽ ഉള്ളിൽ ഉള്ള ഒരു പ്രത്യേക തരം ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം കൊണ്ട് അവ നിറയ്ക്കാം ശൂന്യമായ ഇടം. അത്തരം ശൂന്യതകളുടെ സ്വഭാവം അറിയാൻ വളരെക്കാലം കഴിയും.

ഗാലക്‌റ്റിക് കമ്പ്യൂട്ടിംഗ്

ഗാലക്സി പര്യവേക്ഷണത്തിൻ്റെ സ്ഥാപകനാണ് എഡ്വിൻ ഹബിൾ. ഒരു ഗാലക്സിയിലേക്കുള്ള കൃത്യമായ ദൂരം എങ്ങനെ കണക്കാക്കാമെന്ന് ആദ്യം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് അവനാണ്. തൻ്റെ ഗവേഷണത്തിൽ, സെഫീഡുകൾ എന്നറിയപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ സ്പന്ദിക്കുന്ന രീതിയെ അദ്ദേഹം ആശ്രയിച്ചു. പ്രകാശത്തിൻ്റെ ഒരു സ്പന്ദനം പൂർത്തിയാക്കാൻ ആവശ്യമായ കാലയളവും നക്ഷത്രം പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം ശാസ്ത്രജ്ഞന് ശ്രദ്ധിക്കാൻ കഴിഞ്ഞു. അദ്ദേഹത്തിൻ്റെ ഗവേഷണ ഫലങ്ങൾ ഗാലക്‌സി ഗവേഷണ മേഖലയിൽ ഒരു പ്രധാന വഴിത്തിരിവായി. കൂടാതെ, ഒരു ഗാലക്സി പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ചുവന്ന സ്പെക്ട്രവും അതിൻ്റെ ദൂരവും (ഹബിൾ സ്ഥിരാങ്കം) തമ്മിൽ പരസ്പര ബന്ധമുണ്ടെന്ന് അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി.

ഇക്കാലത്ത്, സ്പെക്ട്രത്തിലെ റെഡ്ഷിഫ്റ്റിൻ്റെ അളവ് അളക്കുന്നതിലൂടെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഒരു ഗാലക്സിയുടെ ദൂരവും വേഗതയും അളക്കാൻ കഴിയും. പ്രപഞ്ചത്തിലെ എല്ലാ ഗാലക്സികളും പരസ്പരം അകന്നുപോകുന്നുവെന്ന് അറിയാം. ഒരു ഗാലക്സി ഭൂമിയിൽ നിന്ന് എത്ര ദൂരെയാണോ, അതിൻ്റെ ചലന വേഗത വർദ്ധിക്കും.

ഈ സിദ്ധാന്തം ദൃശ്യവൽക്കരിക്കുന്നതിന്, നിങ്ങൾ മണിക്കൂറിൽ 50 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ ഒരു കാർ ഓടിക്കുന്നത് സങ്കൽപ്പിക്കുക. നിങ്ങളുടെ മുന്നിലുള്ള കാർ മണിക്കൂറിൽ 50 കിലോമീറ്റർ വേഗത്തിൽ ഓടുന്നു, അതായത് അതിൻ്റെ വേഗത മണിക്കൂറിൽ 100 ​​കി.മീ. മണിക്കൂറിൽ 50 കിലോമീറ്റർ വേഗത്തിൽ സഞ്ചരിക്കുന്ന മറ്റൊരു കാർ അവൻ്റെ മുന്നിലുണ്ട്. എല്ലാ 3 കാറുകളുടെയും വേഗത മണിക്കൂറിൽ 50 കിലോമീറ്റർ വ്യത്യാസമുള്ളതാണെങ്കിലും, ആദ്യത്തെ കാർ യഥാർത്ഥത്തിൽ നിങ്ങളിൽ നിന്ന് മണിക്കൂറിൽ 100 ​​കിലോമീറ്റർ വേഗത്തിൽ നീങ്ങുകയാണ്. ചുവന്ന സ്പെക്ട്രം നമ്മിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുന്ന ഗാലക്സിയുടെ വേഗതയെക്കുറിച്ച് സംസാരിക്കുന്നതിനാൽ, ഇനിപ്പറയുന്നവ ലഭിക്കും: ചുവപ്പ് ഷിഫ്റ്റ് കൂടുന്തോറും ഗാലക്സി വേഗത്തിലാക്കുകയും നമ്മിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം കൂടുകയും ചെയ്യുന്നു.

പുതിയ ഗാലക്‌സികൾക്കായി തിരയാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിക്കുന്ന പുതിയ ഉപകരണങ്ങൾ നമുക്കിപ്പോൾ ഉണ്ട്. നന്ദി ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനിഹബിൾ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് മുമ്പ് സ്വപ്നം കാണാൻ കഴിയുന്നത് കാണാൻ കഴിഞ്ഞു. ഈ ദൂരദർശിനിയുടെ ഉയർന്ന ശക്തി അടുത്തുള്ള ഗാലക്സികളിലെ ചെറിയ വിശദാംശങ്ങളുടെ നല്ല ദൃശ്യപരത നൽകുന്നു, കൂടാതെ ഇതുവരെ ആർക്കും അറിയാത്ത കൂടുതൽ ദൂരെയുള്ളവ പഠിക്കാൻ നിങ്ങളെ അനുവദിക്കുന്നു. നിലവിൽ, പുതിയ ബഹിരാകാശ നിരീക്ഷണ ഉപകരണങ്ങൾ വികസിപ്പിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു, സമീപഭാവിയിൽ അവ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ഘടനയെക്കുറിച്ച് ആഴത്തിൽ മനസ്സിലാക്കാൻ സഹായിക്കും.

ഗാലക്സികളുടെ തരങ്ങൾ

• സർപ്പിള ഗാലക്സികൾ. ആകൃതി ഒരു ഫ്ലാറ്റ് സർപ്പിള ഡിസ്കിനോട് സാമ്യമുള്ളതാണ്, കോർ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന ഒരു ഉച്ചരിച്ച കേന്ദ്രം. നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സി ഈ വിഭാഗത്തിൽ പെടുന്നു. പോർട്ടൽ സൈറ്റിൻ്റെ ഈ വിഭാഗത്തിൽ ഞങ്ങളുടെ ഗാലക്സിയുടെ ബഹിരാകാശ വസ്തുക്കളെ വിവരിക്കുന്ന നിരവധി വ്യത്യസ്ത ലേഖനങ്ങൾ നിങ്ങൾ കണ്ടെത്തും.
• ബാർഡ് ഗാലക്സികൾ. അവ സർപ്പിളമായി സാമ്യമുള്ളവയാണ്, അവയിൽ നിന്ന് ഒരു പ്രധാന വ്യത്യാസത്തിൽ മാത്രം വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. സർപ്പിളങ്ങൾ കാമ്പിൽ നിന്നല്ല, മറിച്ച് ജമ്പറുകൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവയിൽ നിന്നാണ്. പ്രപഞ്ചത്തിലെ എല്ലാ ഗാലക്‌സികളുടെയും മൂന്നിലൊന്ന് ഈ വിഭാഗത്തിന് കാരണമാകാം.
• എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സികൾക്ക് വ്യത്യസ്ത ആകൃതികളുണ്ട്: തികച്ചും വൃത്താകൃതിയിൽ നിന്ന് ഓവൽ നീളമേറിയത് വരെ. സർപ്പിളമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ, അവയ്ക്ക് ഒരു കേന്ദ്ര, ഉച്ചരിച്ച കാമ്പ് ഇല്ല.
• ക്രമരഹിത ഗാലക്സികൾക്ക് ഒരു സ്വഭാവ രൂപമോ ഘടനയോ ഇല്ല. മുകളിൽ ലിസ്റ്റുചെയ്തിരിക്കുന്ന ഏതെങ്കിലും തരങ്ങളായി അവയെ തരംതിരിക്കാൻ കഴിയില്ല. പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ വിശാലതയിൽ ക്രമരഹിതമായ താരാപഥങ്ങൾ വളരെ കുറവാണ്.

പ്രപഞ്ചത്തിലെ എല്ലാ താരാപഥങ്ങളുടെയും സ്ഥാനം കണ്ടെത്തുന്നതിനായി ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ അടുത്തിടെ ഒരു സംയുക്ത പദ്ധതി ആരംഭിച്ചു. വലിയ തോതിൽ അതിൻ്റെ ഘടനയെക്കുറിച്ച് വ്യക്തമായ ചിത്രം ലഭിക്കുമെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ വലിപ്പം മനുഷ്യൻ്റെ ചിന്തയ്ക്കും ധാരണയ്ക്കും കണക്കാക്കാൻ പ്രയാസമാണ്. നമ്മുടെ ഗാലക്സി മാത്രം നൂറുകണക്കിന് കോടിക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശേഖരമാണ്. കൂടാതെ കോടിക്കണക്കിന് അത്തരം ഗാലക്സികളുണ്ട്. കണ്ടെത്തിയ വിദൂര ഗാലക്സികളിൽ നിന്ന് നമുക്ക് പ്രകാശം കാണാൻ കഴിയും, പക്ഷേ നമ്മൾ ഭൂതകാലത്തിലേക്ക് നോക്കുകയാണെന്ന് പോലും സൂചിപ്പിക്കുന്നില്ല, കാരണം പ്രകാശകിരണം പതിനായിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി നമ്മിലേക്ക് എത്തുന്നു, ഇത്രയും വലിയ ദൂരം നമ്മെ വേർതിരിക്കുന്നു.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ മിക്ക താരാപഥങ്ങളെയും ക്ലസ്റ്ററുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്ന ചില ഗ്രൂപ്പുകളുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തുന്നു. നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥം 40 പര്യവേക്ഷണം ചെയ്ത ഗാലക്സികൾ അടങ്ങുന്ന ഒരു ക്ലസ്റ്ററിൻ്റേതാണ്. അത്തരം ക്ലസ്റ്ററുകൾ സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന വലിയ ഗ്രൂപ്പുകളായി സംയോജിപ്പിച്ചിരിക്കുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സി ഉള്ള ക്ലസ്റ്റർ വിർഗോ സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററിൻ്റെ ഭാഗമാണ്. ഈ ഭീമൻ ക്ലസ്റ്ററിൽ രണ്ടായിരത്തിലധികം ഗാലക്സികൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ഈ ഗാലക്സികളുടെ സ്ഥാനത്തിൻ്റെ ഭൂപടം ശാസ്ത്രജ്ഞർ വരയ്ക്കാൻ തുടങ്ങിയതിനുശേഷം, സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകൾക്ക് ചില രൂപങ്ങൾ ലഭിച്ചു. മിക്ക ഗാലക്‌സി സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകളും ഭീമാകാരമായ ശൂന്യതകളാൽ ചുറ്റപ്പെട്ടിരുന്നു. ഈ ശൂന്യതയ്ക്കുള്ളിൽ എന്തായിരിക്കുമെന്ന് ആർക്കും അറിയില്ല: ഗ്രഹാന്തര ബഹിരാകാശം പോലെയുള്ള ബഹിരാകാശം അല്ലെങ്കിൽ പുതിയ രൂപംകാര്യം. ഈ ദുരൂഹത പരിഹരിക്കാൻ ഒരുപാട് സമയമെടുക്കും.

താരാപഥങ്ങളുടെ ഇടപെടൽ

ഗ്യാലക്സികളുടെ ഘടകങ്ങളായി ഇടപെടുന്നതിനെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യമാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് രസകരമല്ല ബഹിരാകാശ സംവിധാനങ്ങൾ. ബഹിരാകാശ വസ്തുക്കൾ ഉള്ളിലാണെന്നത് രഹസ്യമല്ല നിരന്തരമായ ചലനം. ഗാലക്സികൾ ഈ നിയമത്തിന് അപവാദമല്ല. ചില തരം ഗാലക്സികൾ രണ്ട് കോസ്മിക് സിസ്റ്റങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടി അല്ലെങ്കിൽ ലയനത്തിന് കാരണമാകും. ഈ ബഹിരാകാശ വസ്തുക്കൾ എങ്ങനെ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നുവെന്ന് നിങ്ങൾ മനസ്സിലാക്കുകയാണെങ്കിൽ, അവയുടെ ഇടപെടലിൻ്റെ ഫലമായി വലിയ തോതിലുള്ള മാറ്റങ്ങൾ കൂടുതൽ മനസ്സിലാക്കാവുന്നതേയുള്ളൂ. രണ്ട് ബഹിരാകാശ സംവിധാനങ്ങൾ കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോൾ, ഒരു ഭീമാകാരമായ ഊർജ്ജം പുറത്തേക്ക് തെറിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ വിശാലതയിൽ രണ്ട് ഗാലക്സികൾ കൂടിച്ചേരുന്നത് രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടിക്കേക്കാൾ കൂടുതൽ സാധ്യതയുള്ള സംഭവമാണ്. ഗാലക്സികളുടെ കൂട്ടിയിടികൾ എല്ലായ്പ്പോഴും ഒരു സ്ഫോടനത്തിൽ അവസാനിക്കുന്നില്ല. ഒരു ചെറിയ ബഹിരാകാശ സംവിധാനത്തിന് അതിൻ്റെ വലിയ എതിരാളിയിലൂടെ സ്വതന്ത്രമായി കടന്നുപോകാൻ കഴിയും, അതിൻ്റെ ഘടന ചെറുതായി മാറ്റുന്നു.

അങ്ങനെ, നീളമേറിയ ഇടനാഴികൾക്ക് സമാനമായ രൂപവത്കരണത്തിൻ്റെ രൂപീകരണം സംഭവിക്കുന്നു. അവയിൽ നക്ഷത്രങ്ങളും വാതക മേഖലകളും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ പലപ്പോഴും രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഗാലക്സികൾ കൂട്ടിമുട്ടാതെ, പരസ്പരം ലഘുവായി മാത്രം സ്പർശിക്കുന്ന സമയങ്ങളുണ്ട്. എന്നിരുന്നാലും, അത്തരമൊരു ഇടപെടൽ പോലും മാറ്റാനാവാത്ത പ്രക്രിയകളുടെ ഒരു ശൃംഖലയ്ക്ക് കാരണമാകുന്നു, ഇത് രണ്ട് ഗാലക്സികളുടെയും ഘടനയിൽ വലിയ മാറ്റങ്ങളിലേക്ക് നയിക്കുന്നു.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെ എന്ത് ഭാവിയാണ് കാത്തിരിക്കുന്നത്?

ശാസ്ത്രജ്ഞർ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് പോലെ, വിദൂര ഭാവിയിൽ ക്ഷീരപഥത്തിന് നമ്മിൽ നിന്ന് 50 പ്രകാശവർഷം അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഒരു ചെറിയ കോസ്മിക് വലിപ്പമുള്ള ഉപഗ്രഹ സംവിധാനത്തെ ആഗിരണം ചെയ്യാൻ കഴിയും. ഈ ഉപഗ്രഹത്തിന് ദീർഘായുസ്സ് ഉണ്ടെന്ന് ഗവേഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നു, എന്നാൽ അത് അതിൻ്റെ ഭീമൻ അയൽക്കാരുമായി കൂട്ടിയിടിച്ചാൽ, അത് മിക്കവാറും അതിൻ്റെ വേറിട്ട നിലനിൽപ്പ് അവസാനിപ്പിക്കും. ആകാശഗംഗയും ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയും തമ്മിൽ കൂട്ടിയിടിക്കുമെന്നും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പ്രവചിക്കുന്നു. ഗാലക്സികൾ പ്രകാശവേഗതയിൽ പരസ്പരം നീങ്ങുന്നു. ഒരു കൂട്ടിയിടിക്ക് വേണ്ടിയുള്ള കാത്തിരിപ്പ് ഏകദേശം മൂന്ന് ബില്യൺ ഭൗമവർഷങ്ങളാണ്. എന്നിരുന്നാലും, രണ്ട് ബഹിരാകാശ സംവിധാനങ്ങളുടെയും ചലനത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഡാറ്റയുടെ അഭാവം കാരണം ഇത് യഥാർത്ഥത്തിൽ സംഭവിക്കുമോ എന്ന് ഊഹിക്കാൻ പ്രയാസമാണ്.

താരാപഥങ്ങളുടെ വിവരണം ഓണാണ്ക്വാണ്ട്. സ്ഥലം

പോർട്ടൽ സൈറ്റ് നിങ്ങളെ രസകരവും ആകർഷകവുമായ സ്ഥലത്തിൻ്റെ ലോകത്തേക്ക് കൊണ്ടുപോകും. പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ഘടനയുടെ സ്വഭാവം നിങ്ങൾ പഠിക്കും, പ്രശസ്തമായ വലിയ താരാപഥങ്ങളുടെ ഘടനയും അവയുടെ ഘടകങ്ങളും പരിചയപ്പെടാം. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെക്കുറിച്ചുള്ള ലേഖനങ്ങൾ വായിക്കുന്നതിലൂടെ, രാത്രി ആകാശത്ത് നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയുന്ന ചില പ്രതിഭാസങ്ങളെക്കുറിച്ച് നമുക്ക് കൂടുതൽ വ്യക്തമാകും.

എല്ലാ ഗാലക്സികളും ഭൂമിയിൽ നിന്ന് വളരെ അകലെയാണ്. മൂന്ന് ഗാലക്സികൾ മാത്രമേ നഗ്നനേത്രങ്ങളാൽ കാണാൻ കഴിയൂ: വലുതും ചെറുതുമായ മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങളും ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയും. എല്ലാ ഗാലക്സികളെയും കണക്കാക്കുക അസാധ്യമാണ്. അവരുടെ എണ്ണം ഏകദേശം 100 ബില്യൺ ആണെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ കണക്കാക്കുന്നു. താരാപഥങ്ങളുടെ സ്പേഷ്യൽ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷൻ അസമമാണ് - ഒരു മേഖലയിൽ അവയിൽ വലിയൊരു എണ്ണം അടങ്ങിയിരിക്കാം, രണ്ടാമത്തേതിൽ ഒരു ചെറിയ ഗാലക്സി പോലും അടങ്ങിയിരിക്കില്ല. 90-കളുടെ ആരംഭം വരെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് വ്യക്തിഗത നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് ഗാലക്സികളുടെ ചിത്രങ്ങൾ വേർതിരിക്കാനായില്ല. ഈ സമയത്ത്, വ്യക്തിഗത നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള ഏകദേശം 30 ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടായിരുന്നു. ഇവരെയെല്ലാം ലോക്കൽ ഗ്രൂപ്പിലേക്ക് നിയോഗിച്ചു. 1990-ൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തെ ഒരു ശാസ്ത്രമായി വികസിപ്പിക്കുന്നതിൽ ഒരു മഹത്തായ സംഭവം നടന്നു - ഹബിൾ ടെലിസ്കോപ്പ് ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിലേക്ക് വിക്ഷേപിച്ചു. ഈ സാങ്കേതികതയാണ്, പുതിയ 10 മീറ്റർ ദൂരദർശിനികളും, അത് കാര്യമായി കാണാൻ സാധിച്ചു വലിയ സംഖ്യഅനുവദനീയമായ ഗാലക്സികൾ.

ഇന്ന്, ലോകത്തിലെ "ജ്യോതിശാസ്ത്ര മനസ്സുകൾ" താരാപഥങ്ങളുടെ നിർമ്മാണത്തിൽ ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ പങ്കിനെക്കുറിച്ച് തല ചൊറിയുന്നു, അത് ഗുരുത്വാകർഷണ ഇടപെടലിൽ മാത്രം പ്രകടമാകുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, ചില വലിയ ഗാലക്സികളിൽ ഇത് മൊത്തം പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 90% വരും, അതേസമയം കുള്ളൻ താരാപഥങ്ങളിൽ ഇത് അടങ്ങിയിരിക്കണമെന്നില്ല.

താരാപഥങ്ങളുടെ പരിണാമം

പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ സ്വാഭാവിക ഘട്ടമാണ് താരാപഥങ്ങളുടെ ആവിർഭാവം എന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്നു, അത് ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളുടെ സ്വാധീനത്തിൽ സംഭവിച്ചു. ഏകദേശം 14 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്, പ്രാഥമിക പദാർത്ഥത്തിൽ പ്രോട്ടോക്ലസ്റ്ററുകളുടെ രൂപീകരണം ആരംഭിച്ചു. കൂടാതെ, വിവിധ ചലനാത്മക പ്രക്രിയകളുടെ സ്വാധീനത്തിൽ, ഗാലക്സി ഗ്രൂപ്പുകളുടെ വേർതിരിവ് നടന്നു. ഗാലക്സി രൂപങ്ങളുടെ സമൃദ്ധി അവയുടെ രൂപീകരണത്തിലെ പ്രാരംഭ സാഹചര്യങ്ങളുടെ വൈവിധ്യത്താൽ വിശദീകരിക്കപ്പെടുന്നു.

ഗാലക്സിയുടെ സങ്കോചത്തിന് ഏകദേശം 3 ബില്യൺ വർഷമെടുക്കും. ഒരു നിശ്ചിത കാലയളവിൽ, വാതക മേഘം ഒരു നക്ഷത്ര സംവിധാനമായി മാറുന്നു. വാതക മേഘങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ്റെ സ്വാധീനത്തിലാണ് നക്ഷത്ര രൂപീകരണം സംഭവിക്കുന്നത്. മേഘത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്ത് ഒരു നിശ്ചിത താപനിലയിലും സാന്ദ്രതയിലും എത്തിയ ശേഷം, തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നതിന് പര്യാപ്തമാണ്, ഒരു പുതിയ നക്ഷത്രം രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഹീലിയത്തേക്കാൾ പിണ്ഡമുള്ള തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ രാസ മൂലകങ്ങളിൽ നിന്നാണ് കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത്. ഈ മൂലകങ്ങൾ പ്രാഥമിക ഹീലിയം-ഹൈഡ്രജൻ പരിസ്ഥിതി സൃഷ്ടിക്കുന്നു. ഭീമാകാരമായ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളിൽ ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. രണ്ട് തലമുറയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയതാണ് ഗാലക്സി എന്ന് ഇതിൽ നിന്ന് മനസ്സിലാക്കാം. ഹീലിയം, ഹൈഡ്രജൻ, വളരെ ചെറിയ അളവിലുള്ള കനത്ത മൂലകങ്ങൾ എന്നിവ അടങ്ങിയ ഏറ്റവും പഴയ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ആദ്യ തലമുറ. രണ്ടാം തലമുറ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് കനത്ത മൂലകങ്ങളുടെ കൂടുതൽ ശ്രദ്ധേയമായ മിശ്രിതമുണ്ട്, കാരണം അവ ഘന മൂലകങ്ങളാൽ സമ്പുഷ്ടമായ ആദിമ വാതകത്തിൽ നിന്നാണ് രൂപം കൊള്ളുന്നത്.

IN ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രംകോസ്മിക് ഘടനകൾ എന്ന നിലയിൽ ഗാലക്സികൾക്ക് ഒരു പ്രത്യേക സ്ഥാനം നൽകിയിട്ടുണ്ട്. ഗാലക്‌സികളുടെ തരങ്ങൾ, അവയുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ സവിശേഷതകൾ, സമാനതകളും വ്യത്യാസങ്ങളും വിശദമായി പഠിക്കുകയും അവയുടെ ഭാവിയെക്കുറിച്ചുള്ള ഒരു പ്രവചനം നടത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രദേശത്ത് ഇപ്പോഴും അധിക പഠനം ആവശ്യമായ ഒരുപാട് അജ്ഞാതങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ആധുനിക ശാസ്ത്രംഗാലക്സികളുടെ നിർമ്മാണ തരങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള നിരവധി ചോദ്യങ്ങൾ പരിഹരിച്ചു, എന്നാൽ ഈ കോസ്മിക് സിസ്റ്റങ്ങളുടെ രൂപീകരണവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട നിരവധി ശൂന്യമായ പാടുകളും ഉണ്ടായിരുന്നു. ഗവേഷണ ഉപകരണങ്ങളുടെ ആധുനികവൽക്കരണത്തിൻ്റെ നിലവിലെ വേഗതയും കോസ്മിക് ബോഡികളെ പഠിക്കുന്നതിനുള്ള പുതിയ രീതികളുടെ വികസനവും ഭാവിയിൽ ഒരു സുപ്രധാന മുന്നേറ്റത്തിന് പ്രതീക്ഷ നൽകുന്നു. ഒരു തരത്തിൽ അല്ലെങ്കിൽ മറ്റൊരു തരത്തിൽ, ഗാലക്സികൾ എല്ലായ്പ്പോഴും ശാസ്ത്ര ഗവേഷണത്തിൻ്റെ കേന്ദ്രമായിരിക്കും. ഇത് മനുഷ്യൻ്റെ ജിജ്ഞാസയെ മാത്രമല്ല അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്. കോസ്മിക് സിസ്റ്റങ്ങളുടെ വികാസത്തിൻ്റെ പാറ്റേണുകളെക്കുറിച്ചുള്ള ഡാറ്റ ലഭിച്ചതിനാൽ, ക്ഷീരപഥം എന്നറിയപ്പെടുന്ന നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ഭാവി പ്രവചിക്കാൻ നമുക്ക് കഴിയും.

ഗാലക്സികളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഏറ്റവും രസകരമായ വാർത്തകളും ശാസ്ത്രീയവും യഥാർത്ഥവുമായ ലേഖനങ്ങൾ വെബ്സൈറ്റ് പോർട്ടൽ നിങ്ങൾക്ക് നൽകും. ഇവിടെ നിങ്ങൾക്ക് ആവേശകരമായ വീഡിയോകൾ, ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്നും ദൂരദർശിനികളിൽ നിന്നുമുള്ള ഉയർന്ന നിലവാരമുള്ള ചിത്രങ്ങൾ കണ്ടെത്താനാകും, അത് നിങ്ങളെ നിസ്സംഗരാക്കില്ല. ഞങ്ങളോടൊപ്പം അജ്ഞാതമായ ബഹിരാകാശ ലോകത്തേക്ക് മുങ്ങുക!

ഗാലക്സികളും നക്ഷത്രങ്ങളും ഗ്രഹങ്ങളും എങ്ങനെ, എപ്പോൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടുവെന്ന് മനസിലാക്കുന്നതിലൂടെ, പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ പ്രധാന രഹസ്യങ്ങളിലൊന്ന് പരിഹരിക്കുന്നതിന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ കൂടുതൽ അടുത്തു. അതിൻ്റെ ഫലമായി അവർ അവകാശപ്പെടുന്നു ബിഗ് ബാംഗ്- കൂടാതെ, നമുക്ക് ഇതിനകം അറിയാവുന്നതുപോലെ, ഇത് 15-20 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പാണ് സംഭവിച്ചത് (“ശാസ്ത്രവും ജീവിതവും” നമ്പർ കാണുക) - കൃത്യമായി ഖഗോളവസ്തുക്കളും അവയുടെ ക്ലസ്റ്ററുകളും രൂപപ്പെടാൻ കഴിയുന്ന തരത്തിലുള്ള പദാർത്ഥങ്ങൾ ഉടലെടുത്തു.

ലൈറ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ പ്ലാനറ്ററി ഗ്യാസ് നെബുല റിംഗ്.

ടോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ക്രാബ് നെബുല.

വലിയ ഓറിയോൺ നെബുല.

ടോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ പ്ലീയാഡ്സ് നക്ഷത്രസമൂഹം.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ഏറ്റവും അടുത്ത അയൽക്കാരിൽ ഒന്നാണ് ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളാണ്: ചെറുതും (മുകളിൽ) വലിയ മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങളും.

വിശാലമായ പൊടിപാതയുള്ള സെൻ്റോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്സി. ഇതിനെ ചിലപ്പോൾ സിഗാർ എന്നും വിളിക്കാറുണ്ട്.

ശക്തമായ ദൂരദർശിനിയിലൂടെ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകുന്ന ഏറ്റവും വലിയ സർപ്പിള ഗാലക്സികളിൽ ഒന്ന്.

ശാസ്ത്രവും ജീവിതവും // ചിത്രീകരണങ്ങൾ

നമ്മുടെ ഗാലക്സി - ക്ഷീരപഥം - കോടിക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്, അവയെല്ലാം അതിൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിന് ചുറ്റും നീങ്ങുന്നു. ഈ വലിയ ഗാലക്‌സി കറൗസലിൽ കറങ്ങുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമല്ല. മൂടൽമഞ്ഞുള്ള പാടുകളും അല്ലെങ്കിൽ നെബുലകളും ഉണ്ട്. അവയിൽ പലതും നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് ദൃശ്യമല്ല. നമ്മൾ പരിഗണിക്കുകയാണെങ്കിൽ അത് വേറെ കാര്യം നക്ഷത്രനിബിഡമായ ആകാശംബൈനോക്കുലറുകളിലൂടെയോ ദൂരദർശിനിയിലൂടെയോ. ഏതുതരം കോസ്മിക് മൂടൽമഞ്ഞ് ഞങ്ങൾ കാണും? വ്യക്തിഗതമായി കാണാൻ കഴിയാത്ത, അല്ലെങ്കിൽ തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായ എന്തെങ്കിലും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിദൂര ചെറിയ ഗ്രൂപ്പുകൾ?

ഇന്ന്, ഒരു പ്രത്യേക നെബുല എന്താണെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് അറിയാം. അവർ തികച്ചും വ്യത്യസ്തരാണെന്ന് തെളിഞ്ഞു. വാതകം അടങ്ങിയ നെബുലകളുണ്ട്, അവ നക്ഷത്രങ്ങളാൽ പ്രകാശിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു. അവ പലപ്പോഴും വൃത്താകൃതിയിലാണ്, അതിനാലാണ് അവയെ ഗ്രഹങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നത്. ഈ നെബുലകളിൽ പലതും രൂപം കൊണ്ടത് വാർദ്ധക്യം വരുന്ന കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം മൂലമാണ്. ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ "മൂടൽമഞ്ഞിൻ്റെ അവശിഷ്ടത്തിൻ്റെ" ഒരു ഉദാഹരണം (അത് എന്താണെന്ന് ഞങ്ങൾ പിന്നീട് നിങ്ങളോട് പറയാം) ടോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ക്രാബ് നെബുലയാണ്. ഞണ്ടിൻ്റെ ആകൃതിയിലുള്ള ഈ നെബുല വളരെ ചെറുപ്പമാണ്. അവൾ 1054 ലാണ് ജനിച്ചതെന്ന് ഉറപ്പാണ്. വളരെ പഴയ നെബുലകളുണ്ട്, അവയുടെ പ്രായം പതിനായിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളാണ്.

ഗ്രഹ നെബുലകളും അവശിഷ്ടങ്ങളും ഒരിക്കൽ ജ്വലിച്ചു സൂപ്പർനോവകൾസ്മാരക നെബുലകൾ എന്ന് വിളിക്കാം. എന്നാൽ മറ്റ് നെബുലകളും അറിയപ്പെടുന്നു, അതിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ പുറത്തുപോകുന്നില്ല, മറിച്ച്, ജനിക്കുകയും വളരുകയും ചെയ്യുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, ഓറിയോൺ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ ദൃശ്യമാകുന്ന നെബുലയെ ഗ്രേറ്റ് ഓറിയോൺ നെബുല എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടങ്ങളായ നെബുലകൾ അവയിൽ നിന്ന് തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായി മാറി. ടോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് പ്ലീയാഡ്സ് ക്ലസ്റ്റർ വ്യക്തമായി കാണാം. ഇത് നോക്കുമ്പോൾ, ഇത് വാതക മേഘമല്ല, നൂറുകണക്കിന് ആയിരക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കാൻ പ്രയാസമാണ്. ലക്ഷക്കണക്കിന് അല്ലെങ്കിൽ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ "സമ്പന്നമായ" ക്ലസ്റ്ററുകളും ഉണ്ട്! അത്തരം നക്ഷത്ര "പന്തുകൾ" ഗോളാകൃതി എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നക്ഷത്ര കൂട്ടങ്ങൾ. അത്തരം "തടസ്സങ്ങൾ" മുഴുവനായും ക്ഷീരപഥത്തെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയാണ്.

ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകുന്ന മിക്ക നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളും നെബുലകളും നമ്മിൽ നിന്ന് വളരെ വലിയ അകലത്തിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതെങ്കിലും, ഇപ്പോഴും നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടേതാണ്. ഇതിനിടയിൽ, നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളോ നെബുലകളോ അല്ല, മറിച്ച് മുഴുവൻ ഗാലക്സികളോ ആയി മാറിയ വളരെ ദൂരെയുള്ള നെബുലസ് സ്പോട്ടുകൾ ഉണ്ട്!

നമ്മുടെ ഏറ്റവും പ്രശസ്തമായ ഗാലക്സി അയൽക്കാരൻ ആൻഡ്രോമിഡ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയാണ്. നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ, അത് മങ്ങിയ മങ്ങലായി കാണപ്പെടുന്നു. വലിയ ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിച്ച് എടുത്ത ഫോട്ടോകളിൽ ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല മനോഹരമായ ഒരു ഗാലക്സിയായി കാണപ്പെടുന്നു. ഒരു ദൂരദർശിനിയിലൂടെ, അത് നിർമ്മിക്കുന്ന അനേകം നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമല്ല, കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് ഉയർന്നുവരുന്ന നക്ഷത്ര ശാഖകളും ഞങ്ങൾ കാണുന്നു, അവയെ "സർപ്പിളുകൾ" അല്ലെങ്കിൽ "സ്ലീവ്" എന്ന് വിളിക്കുന്നു. വലിപ്പത്തിൽ, നമ്മുടെ അയൽക്കാരൻ ക്ഷീരപഥത്തേക്കാൾ വലുതാണ്, അതിൻ്റെ വ്യാസം ഏകദേശം 130 ആയിരം പ്രകാശവർഷമാണ്.

അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും അടുത്തതും വലുതുമായ സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ് ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല. പ്രകാശകിരണം അതിൽ നിന്ന് ഭൂമിയിലേക്ക് പോകുന്നത് ഏകദേശം രണ്ട് ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം മാത്രമാണ്. അതിനാൽ, "ആൻഡ്രോമെഡൻസിനെ" ഒരു പ്രകാശമാനമായ സ്‌പോട്ട്‌ലൈറ്റ് ഉപയോഗിച്ച് ഹോണടിച്ച് അഭിവാദ്യം ചെയ്യാൻ ഞങ്ങൾ ആഗ്രഹിക്കുന്നുവെങ്കിൽ, ഏകദേശം രണ്ട് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം അവർ ഞങ്ങളുടെ ശ്രമങ്ങളെക്കുറിച്ച് കണ്ടെത്തും! അവരിൽ നിന്നുള്ള ഉത്തരം ഒരേ സമയത്തിന് ശേഷം, അതായത് അങ്ങോട്ടും ഇങ്ങോട്ടും - ഏകദേശം നാല് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം ഞങ്ങൾക്ക് വരും. ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല നമ്മുടെ ഗ്രഹത്തിൽ നിന്ന് എത്ര അകലെയാണെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കാൻ ഈ ഉദാഹരണം സഹായിക്കുന്നു.

ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയുടെ ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളിൽ, ഗാലക്സി മാത്രമല്ല, അതിൻ്റെ ചില ഉപഗ്രഹങ്ങളും വ്യക്തമായി കാണാം. തീർച്ചയായും, ഗാലക്സിയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ഒരുപോലെയല്ല, ഉദാഹരണത്തിന്, ഗ്രഹങ്ങൾ - സൂര്യൻ്റെയോ ചന്ദ്രൻ്റെയോ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ - ഭൂമിയുടെ ഉപഗ്രഹം. താരാപഥങ്ങളുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങളും താരാപഥങ്ങളാണ്, ദശലക്ഷക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങുന്ന "ചെറിയവ" മാത്രം.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കും ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. അവയിൽ നിരവധി ഡസൻ ഉണ്ട്, അവയിൽ രണ്ടെണ്ണം ഭൂമിയുടെ ദക്ഷിണ അർദ്ധഗോളത്തിൻ്റെ ആകാശത്ത് നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് ദൃശ്യമാണ്. യൂറോപ്യന്മാർ അവരെ ആദ്യമായി കണ്ടത് ലോകമെമ്പാടുമുള്ള യാത്രമഗല്ലൻ. അവർ ഒരുതരം മേഘങ്ങളാണെന്ന് കരുതി അവയെ വലിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡ് എന്നും ചെറിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡ് എന്നും പേരിട്ടു.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ തീർച്ചയായും ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയേക്കാൾ ഭൂമിയോട് അടുത്താണ്. വലിയ മഗല്ലനിക് മേഘത്തിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം വെറും 170 ആയിരം വർഷത്തിനുള്ളിൽ നമ്മിൽ എത്തുന്നു. അടുത്ത കാലം വരെ, ഈ ഗാലക്സിയെ ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഉപഗ്രഹമായി കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരുന്നു. എന്നാൽ സമീപകാലത്ത്, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങളേക്കാൾ വളരെ ചെറുതാണെങ്കിലും നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് ദൃശ്യമാകാത്ത ഉപഗ്രഹങ്ങൾ കണ്ടെത്തി.

ചില ഗാലക്സികളുടെ "ഛായാചിത്രങ്ങൾ" നോക്കുമ്പോൾ, അവയിൽ ഘടനയിലും ആകൃതിയിലും ക്ഷീരപഥത്തിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായവ ഉണ്ടെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തി. അത്തരം നിരവധി ഗാലക്സികളും ഉണ്ട് - ഇവ മനോഹരമായ ഗാലക്സികളും പൂർണ്ണമായും ആകൃതിയില്ലാത്ത താരാപഥങ്ങളുമാണ്, ഉദാഹരണത്തിന്, മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങൾക്ക് സമാനമാണ്.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ സൃഷ്ടിച്ചിട്ട് നൂറിൽ താഴെ വർഷമേ ആയിട്ടുള്ളൂ അത്ഭുതകരമായ കണ്ടെത്തൽ: വിദൂര ഗാലക്സികൾ എല്ലാ ദിശകളിലേക്കും പരസ്പരം ചിതറിക്കിടക്കുകയാണ്. ഇത് എങ്ങനെ സംഭവിക്കുന്നുവെന്ന് മനസിലാക്കാൻ, നിങ്ങൾക്ക് ഒരു ബലൂൺ ഉപയോഗിച്ച് ലളിതമായ ഒരു പരീക്ഷണം നടത്താം.

മഷി, ഒരു ഫീൽ-ടിപ്പ് പേന, അല്ലെങ്കിൽ പെയിൻ്റ് എന്നിവ ഉപയോഗിച്ച് പന്തിൽ ഗാലക്സികളെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നതിന് ചെറിയ സർക്കിളുകളോ സ്ക്വിഗിളുകളോ വരയ്ക്കുക. നിങ്ങൾ ബലൂൺ വീർപ്പിക്കാൻ തുടങ്ങുമ്പോൾ, വരച്ച "ഗാലക്സികൾ" പരസ്പരം അകന്നുപോകും. ഇതാണ് പ്രപഞ്ചത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നത്.

ഗാലക്സികൾ കുതിക്കുന്നു, നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിക്കുന്നു, ജീവിക്കുകയും മരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമല്ല, ഗ്രഹങ്ങളും, കാരണം പ്രപഞ്ചത്തിൽ ധാരാളം ഉണ്ട് നക്ഷത്ര സംവിധാനങ്ങൾ, നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ ജനിച്ച നമ്മുടെ സൗരയൂഥത്തിന് സമാനവും വ്യത്യസ്തവുമാണ്. സമീപകാലത്ത്, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഇതിനകം 300 ഓളം ഗ്രഹങ്ങൾ മറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും ചലിക്കുന്നതായി കണ്ടെത്തി.

പ്രപഞ്ചം വളരെ വലുതും ആകർഷകവുമാണ്. കോസ്മിക് അഗാധവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ഭൂമി എത്ര ചെറുതാണെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കാൻ പ്രയാസമാണ്. 100 ബില്യൺ ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടെന്നും ക്ഷീരപഥം അവയിലൊന്ന് മാത്രമാണെന്നും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഏറ്റവും മികച്ച ഊഹം. ഭൂമിയെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം, ക്ഷീരപഥത്തിൽ മാത്രം സമാനമായ 17 ബില്യൺ ഗ്രഹങ്ങളുണ്ട് ... അത് നമ്മുടെ ഗ്രഹത്തിൽ നിന്ന് തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായ മറ്റുള്ളവയെ കണക്കാക്കുന്നില്ല. ഇന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് പരിചിതമായ ഗാലക്സികളിൽ, അസാധാരണമായവയുണ്ട്.

1. മെസ്സിയർ 82

മെസ്സിയർ 82 അല്ലെങ്കിൽ ലളിതമായി M82 എന്നത് ക്ഷീരപഥത്തേക്കാൾ അഞ്ചിരട്ടി പ്രകാശമുള്ള ഒരു ഗാലക്സിയാണ്. യുവനക്ഷത്രങ്ങളുടെ വളരെ വേഗത്തിലുള്ള ജനനമാണ് ഇതിന് കാരണം - അവ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയേക്കാൾ 10 മടങ്ങ് കൂടുതൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് നിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന ചുവന്ന തൂവലുകൾ M82 ൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന ജ്വലിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജനാണ്.

2. സൂര്യകാന്തി ഗാലക്സി

ഔപചാരികമായി മെസ്സിയർ 63 എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ ഗാലക്സിക്ക് സൂര്യകാന്തി എന്ന് വിളിപ്പേര് ലഭിച്ചു, കാരണം ഇത് വിൻസെൻ്റ് വാൻ ഗോഗ് പെയിൻ്റിംഗിൽ നിന്ന് നേരിട്ട് വന്നതാണെന്ന് തോന്നുന്നു. അതിൻ്റെ തിളക്കമുള്ളതും പാപരഹിതവുമായ "ദളങ്ങൾ" പുതുതായി രൂപംകൊണ്ട നീല-വെളുത്ത ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ ചേർന്നതാണ്.

3. MACS J0717

ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് അറിയാവുന്ന ഏറ്റവും വിചിത്രമായ ഗാലക്സികളിൽ ഒന്നാണ് MACS J0717. സാങ്കേതികമായി, ഇത് ഒരു നക്ഷത്ര വസ്തുവല്ല, മറിച്ച് ഗാലക്സികളുടെ ഒരു കൂട്ടമാണ് - MACS J0717 മറ്റ് നാല് ഗാലക്സികളുടെ കൂട്ടിയിടി മൂലമാണ് രൂപപ്പെട്ടത്. മാത്രമല്ല, കൂട്ടിയിടി പ്രക്രിയ 13 ദശലക്ഷം വർഷത്തിലേറെയായി നടക്കുന്നു.

4. മെസ്സിയർ 74

സാന്താക്ലോസിന് പ്രിയപ്പെട്ട താരാപഥം ഉണ്ടായിരുന്നെങ്കിൽ, അത് മെസ്സിയർ 74 ആയിരിക്കും. ക്രിസ്മസ് അവധിക്കാലത്ത് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ അതിനെക്കുറിച്ച് ചിന്തിക്കാറുണ്ട്, കാരണം ഗാലക്സിക്ക് അഡ്വെൻറ് റീത്തിനോട് വളരെ സാമ്യമുണ്ട്.

5. ഗാലക്സി ബേബി ബൂം

ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 12.2 ബില്യൺ പ്രകാശവർഷം അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ബേബി ബൂം ഗാലക്സി 2008 ൽ കണ്ടെത്തി. പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ അവിശ്വസനീയമാംവിധം വേഗത്തിൽ അതിൽ ജനിക്കുന്നതിനാലാണ് ഇതിന് വിളിപ്പേര് ലഭിച്ചത് - ഏകദേശം ഓരോ 2 മണിക്കൂറിലും. ഉദാഹരണത്തിന്, ക്ഷീരപഥത്തിൽ, ഓരോ 36 ദിവസത്തിലും ശരാശരി ഒരു പുതിയ നക്ഷത്രം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു.

6. ക്ഷീരപഥം

നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സി (സൗരയൂഥവും വിപുലീകരണത്തിലൂടെ ഭൂമിയും ഉൾക്കൊള്ളുന്നു) യഥാർത്ഥത്തിൽ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് അറിയാവുന്ന ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയമായ ഗാലക്സികളിൽ ഒന്നാണ്. ഇത് ഉൾക്കൊള്ളുന്നു, by ഇത്രയെങ്കിലും 100 ബില്യൺ ഗ്രഹങ്ങളും ഏകദേശം 200-400 ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളും, അവയിൽ ചിലത് അറിയപ്പെടുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും പഴക്കം ചെന്നവയാണ്.

7. IDCS 1426

ഐഡിസിഎസ് 1426 ഗാലക്‌സി ക്ലസ്റ്ററിന് നന്ദി, പ്രപഞ്ചം ഇപ്പോഴുള്ളതിനേക്കാൾ മൂന്നിൽ രണ്ട് ചെറുപ്പമാണെന്ന് ഇന്ന് നമുക്ക് കാണാൻ കഴിയും. 500 ട്രില്യൺ സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡമുള്ള ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററാണ് IDCS 1426. ഈ ക്ലസ്റ്ററിലെ ഗാലക്സികളുടെ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമാണ് ഗാലക്സിയുടെ തിളങ്ങുന്ന നീല വാതക കോർ.

8. ഐ സ്വിക്കി 18

നീല കുള്ളൻ ഗാലക്സി I Zwicky 18 ആണ് അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും പ്രായം കുറഞ്ഞ ഗാലക്സി. അതിൻ്റെ പ്രായം 500 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ മാത്രമാണ് (ക്ഷീരപഥത്തിൻ്റെ പ്രായം 12 ബില്യൺ വർഷമാണ്) അത് പ്രധാനമായും ഭ്രൂണാവസ്ഥയിലാണ്. തണുത്ത ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ചേർന്ന ഒരു ഭീമാകാരമായ മേഘമാണിത്.

9. NGC 6744

NGC 6744 എന്നത് നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥത്തോട് ഏറ്റവും സാമ്യമുള്ള ഒന്നാണെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്ന ഒരു വലിയ സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ്. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 30 ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഗാലക്സിക്ക് ക്ഷീരപഥത്തിന് സമാനമായ നീളമേറിയ കാമ്പും സർപ്പിള കൈകളുമുണ്ട്.

10. NGC 6872

NGC 6872 എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഗാലക്സി, ശാസ്ത്രജ്ഞർ ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയതിൽ ഏറ്റവും വലിയ രണ്ടാമത്തെ സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ്. സജീവമായ നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തിൻ്റെ പല മേഖലകളും അതിൽ കണ്ടെത്തി. NGC 6872 ന് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടാൻ ഫലത്തിൽ സ്വതന്ത്ര ഹൈഡ്രജൻ ശേഷിക്കാത്തതിനാൽ, അത് അയൽ ഗാലക്‌സി IC 4970 ൽ നിന്ന് വലിച്ചെടുക്കുന്നു.

11. MACS J0416

ഭൂമിയിൽ നിന്ന് 4.3 ബില്യൺ പ്രകാശവർഷം അകലെ കണ്ടെത്തി, ഗാലക്സി MACS J0416 ഒരു ഫാൻസി ഡിസ്കോയിലെ ഒരുതരം ലൈറ്റ് ഷോ പോലെ കാണപ്പെടുന്നു. വാസ്തവത്തിൽ, തിളക്കമുള്ള ധൂമ്രനൂൽ, പിങ്ക് നിറങ്ങൾക്ക് പിന്നിൽ ഒരു വലിയ അനുപാതമുണ്ട് - രണ്ട് ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ കൂട്ടിയിടി.

12. M60, NGC 4647 - ഗാലക്സി ജോഡി

ഭൂരിഭാഗം ഗാലക്സികളെയും ഗുരുത്വാകർഷണ ബലങ്ങൾ പരസ്പരം വലിക്കുന്നുവെങ്കിലും, അയൽക്കാരായ മെസ്സിയർ 60, NGC 4647 എന്നിവയ്ക്ക് ഇത് സംഭവിക്കുന്നു എന്നതിന് തെളിവുകളോ അവ പരസ്പരം അകന്നുപോകുന്നുവെന്നതിന് തെളിവുകളോ ഇല്ല. വളരെക്കാലം മുമ്പ് ഒരുമിച്ചു ജീവിക്കുന്ന ദമ്പതികളെപ്പോലെ, ഈ രണ്ട് ഗാലക്സികളും തണുത്ത ഇരുണ്ട സ്ഥലത്തിലൂടെ അടുത്തടുത്തായി ഓടുന്നു.

13. മെസ്സിയർ 81

മെസ്സിയർ 25 ന് സമീപം സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന മെസ്സിയർ 81 ഒരു സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ്, അതിൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ ഒരു സൂപ്പർമാസിവ് തമോദ്വാരം ഉണ്ട്, അത് സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 70 ദശലക്ഷം മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. M81, ഹ്രസ്വകാലവും എന്നാൽ വളരെ ചൂടുള്ളതുമായ നീല നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആവാസ കേന്ദ്രമാണ്. M82 യുമായുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഫലമായി രണ്ട് ഗാലക്സികൾക്കിടയിലും ഹൈഡ്രജൻ വാതകം വ്യാപിച്ചു.

ഏകദേശം 600 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്, NGC 4038, NGC 4039 എന്നീ ഗാലക്‌സികൾ പരസ്പരം ഇടിച്ചു, നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഗാലക്‌സിക്ക പദാർത്ഥങ്ങളുടെയും വൻതോതിലുള്ള കൈമാറ്റം ആരംഭിച്ചു. കാരണം രൂപംഈ ഗാലക്സികളെ ആൻ്റിനകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

15. ഗാലക്സി സോംബ്രെറോ

അമച്വർ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്കിടയിൽ ഏറ്റവും പ്രചാരമുള്ള ഒന്നാണ് സോംബ്രെറോ ഗാലക്സി. ഈ ശിരോവസ്ത്രം അതിൻ്റെ തിളക്കമുള്ള കാമ്പും വലിയ കേന്ദ്ര ബൾജും ഉള്ളതിനാൽ ഇതിന് ഈ പേര് ലഭിച്ചു.

16. 2MASX J16270254 + 4328340

എല്ലാ ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളിലും മങ്ങിയ ഈ ഗാലക്സി, 2MASX J16270254 + 4328340 എന്ന സങ്കീർണ്ണമായ പേരിലാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. രണ്ട് താരാപഥങ്ങളുടെ ലയനത്തിൻ്റെ ഫലമായി, "ദശലക്ഷക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയ ഒരു നല്ല മൂടൽമഞ്ഞ്" രൂപപ്പെട്ടു. ഗാലക്‌സി അതിൻ്റെ ആയുസ്സിൻ്റെ അവസാനത്തിൽ എത്തുമ്പോൾ ഈ "മൂടൽമഞ്ഞ്" സാവധാനം അലിഞ്ഞുപോകുന്നതായി വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു.

17. NGC 5793

ഒറ്റനോട്ടത്തിൽ വളരെ വിചിത്രമല്ല (വളരെ മനോഹരമാണെങ്കിലും), സ്പൈറൽ ഗാലക്സി NGC 5793 ഒരു അപൂർവ പ്രതിഭാസത്തിന് പേരുകേട്ടതാണ്: മേസറുകൾ. സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ ദൃശ്യ മേഖലയിൽ പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ലേസറുകൾ ആളുകൾക്ക് പരിചിതമാണ്, എന്നാൽ മൈക്രോവേവ് ശ്രേണിയിൽ പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മേസറുകളെ കുറിച്ച് കുറച്ച് പേർക്ക് അറിയാം.

18. ട്രയാംഗുലം ഗാലക്സി

മെസ്സിയർ 33 എന്ന ഗാലക്‌സിയുടെ സർപ്പിള കൈകളിലൊന്നിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നെബുല NGC 604 ആണ് ഫോട്ടോ കാണിക്കുന്നത്. 200-ലധികം ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഈ നെബുലയിലെ അയോണൈസ്ഡ് ഹൈഡ്രജനെ ചൂടാക്കുകയും അത് ഫ്ലൂറസ് ആകുകയും ചെയ്യുന്നു.

19. NGC 2685

NGC 2685, ചിലപ്പോൾ സർപ്പിള ഗാലക്സി എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു, ഇത് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലാണ്. ഉർസ മേജർ. കണ്ടെത്തിയ ആദ്യത്തെ ധ്രുവ വലയ ഗാലക്‌സികളിൽ ഒന്നായതിനാൽ, NGC 2685 ന് വാതകത്തിൻ്റെയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഒരു പുറം വളയം ഉണ്ട്, ഗാലക്‌സിയുടെ ധ്രുവങ്ങളെ ചുറ്റുന്നു, ഇത് അപൂർവ തരം ഗാലക്‌സികളിൽ ഒന്നാണ്. ഈ ധ്രുവവലയങ്ങൾ രൂപപ്പെടാൻ കാരണം എന്താണെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇപ്പോഴും അറിയില്ല.

20. മെസ്സിയർ 94

ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ നിന്ന് നീക്കം ചെയ്ത ഭയാനകമായ ചുഴലിക്കാറ്റ് പോലെയാണ് മെസ്സിയർ 94 കാണപ്പെടുന്നത്. സജീവമായി രൂപപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തിളങ്ങുന്ന നീല വളയങ്ങളാൽ ചുറ്റപ്പെട്ടതാണ് ഈ ഗാലക്സി.

21. പണ്ടോറ ക്ലസ്റ്റർ

ഔപചാരികമായി ആബെൽ 2744 എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ ഗാലക്‌സിക്ക് പണ്ടോറ ക്ലസ്റ്റർ എന്ന് വിളിപ്പേരുണ്ട്, കാരണം നിരവധി ചെറിയ ഗാലക്‌സികളുടെ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായുണ്ടായ നിരവധി വിചിത്ര പ്രതിഭാസങ്ങൾ കാരണം. ഉള്ളിൽ യഥാർത്ഥ കുഴപ്പങ്ങൾ നടക്കുന്നുണ്ട്.

22. NGC 5408

ഫോട്ടോകളിൽ വർണ്ണാഭമായ ജന്മദിന കേക്ക് പോലെ കാണപ്പെടുന്നത് സെൻ്റോറസ് നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ ക്രമരഹിതമായ ഗാലക്സിയാണ്. ഇത് വളരെ ശക്തമായ എക്സ്-റേകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു എന്നത് ശ്രദ്ധേയമാണ്.

23. വേൾപൂൾ ഗാലക്സി

M51a അല്ലെങ്കിൽ NGC 5194 എന്നറിയപ്പെടുന്ന വേൾപൂൾ ഗാലക്‌സി, ബൈനോക്കുലറുകൾ ഉപയോഗിച്ച് പോലും രാത്രി ആകാശത്ത് കാണാൻ കഴിയുന്നത്ര വലുതും ക്ഷീരപഥത്തോട് അടുത്തുമാണ്. വർഗ്ഗീകരിക്കപ്പെട്ട ആദ്യത്തെ സർപ്പിള ഗാലക്‌സിയാണിത്, കുള്ളൻ ഗാലക്‌സി NGC 5195 യുമായുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനം കാരണം ഇത് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് പ്രത്യേക താൽപ്പര്യമുള്ളതാണ്.

24.SDSS J1038+4849

SDSS J1038+4849 എന്ന ഗാലക്‌സി ക്ലസ്റ്റർ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ളതിൽ വച്ച് ഏറ്റവും ആകർഷകമായ ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ ഒന്നാണ്. അവൻ ബഹിരാകാശത്ത് ഒരു യഥാർത്ഥ സ്മൈലി മുഖം പോലെ കാണപ്പെടുന്നു. കണ്ണും മൂക്കും ഗാലക്സികളാണ്, ഗുരുത്വാകർഷണ ലെൻസിംഗിൻ്റെ സ്വാധീനം മൂലമാണ് "വായ" എന്ന വളഞ്ഞ രേഖ.

25. NGC3314a, NGC3314b

ഈ രണ്ട് ഗാലക്സികളും കൂട്ടിയിടിക്കുന്നത് പോലെയാണെങ്കിലും, ഇത് യഥാർത്ഥത്തിൽ ഒരു ഒപ്റ്റിക്കൽ മിഥ്യയാണ്. അവയ്ക്കിടയിൽ കോടിക്കണക്കിന് പ്രകാശവർഷങ്ങളുണ്ട്.