हमारी आकाशगंगा और उसके आसपास का वातावरण। निकटतम आकाशगंगा के लिए दूरी क्या है

GALAXIES, "एक्सट्रागैलेक्टिक नेबुला" या "द्वीप ब्रह्मांड", विशालकाय तारकीय प्रणालियां हैं जिनमें इंटरस्टेलर गैस और धूल शामिल हैं। सौर प्रणाली हमारी आकाशगंगा - मिल्की वे का हिस्सा है। सबसे बाहरी स्थान जहां सबसे शक्तिशाली दूरबीनें प्रवेश कर सकती हैं, वे आकाशगंगाओं से भर जाती हैं। खगोलविदों की गिनती कम से कम एक अरब है। निकटतम आकाशगंगा लगभग 1 मिलियन sv की दूरी पर स्थित है। वर्ष (10 19 किमी), और दूरबीन द्वारा दर्ज की गई सबसे दूर की आकाशगंगाओं में - अरबों प्रकाश वर्ष। आकाशगंगाओं का अन्वेषण खगोल विज्ञान के सबसे चुनौतीपूर्ण कार्यों में से एक है।

इतिहास का संदर्भ। सबसे चमकदार और निकटतम बाहरी आकाशगंगाएँ - मैगेलैनिक बादल - आकाश के दक्षिणी गोलार्ध में नग्न आंखों के लिए दिखाई देते हैं और 11 वीं शताब्दी के शुरू में अरबों के लिए जाने जाते थे, साथ ही उत्तरी गोलार्ध में सबसे चमकदार आकाशगंगा - महान एंड्रोमेडा में नेबुला। जर्मन खगोलशास्त्री एस। मारियस (1570-1624) द्वारा दूरबीन की सहायता से 1612 में इस नेबुला के पुनर्वितरण के साथ, आकाशगंगाओं, नेबुला और तारा समूहों का वैज्ञानिक अध्ययन शुरू हुआ। 17 वीं और 18 वीं शताब्दी में विभिन्न खगोलविदों द्वारा कई निहारिकाओं की खोज की गई थी; तब उन्हें चमकती हुई गैस के बादल माना जाता था।

गैलेक्सी के बाहर तारकीय प्रणालियों की अवधारणा पर पहली बार 18 वीं शताब्दी के दार्शनिकों और खगोलविदों ने चर्चा की: स्वीडन में ई। स्वीडनबर्ग (1688–1772), इंग्लैंड में टी। राइट (1711–1786), आई। टी। (1724–1804) ) प्रशिया में, और इंग्लैंड में एम्स और डब्ल्यू। हर्शल (1738-1822) में लैम्बर्ट (1728-1777)। हालांकि, केवल 20 वीं शताब्दी की पहली तिमाही में। "द्वीप ब्रह्माण्डों" का अस्तित्व अप्रत्यक्ष रूप से अमेरिकी खगोलविदों जी। कर्टिस (1872-1942) और ई। हबल (1889-1953) के कार्यों के लिए मुख्य रूप से धन्यवाद साबित हुआ। उन्होंने यह साबित कर दिया कि सबसे चमकीली दूरी, और इसलिए निकटतम "सफेद नीहारिका" हमारी आकाशगंगा के आकार से बहुत बड़ी है। 1924 से 1936 की अवधि के दौरान, हबल ने माउंट विल्सन ऑब्जर्वेटरी में 2.5 मीटर टेलीस्कोप की क्षमताओं की सीमा तक आकाशगंगा के अन्वेषण की सीमा को निकटतम सिस्टम से धकेल दिया, अर्थात। कई सौ मिलियन प्रकाश वर्ष तक।

1929 में, हब्बल ने आकाशगंगा की दूरी और उसके आंदोलन की गति के बीच संबंध की खोज की। यह निर्भरता, हबल का नियम, आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान का अवलोकन आधार बन गया है। द्वितीय विश्व युद्ध के अंत के बाद, प्रकाश, इलेक्ट्रॉनिक मापने की मशीनों और कंप्यूटरों के इलेक्ट्रॉनिक एम्पलीफायरों के साथ नई बड़ी दूरबीनों की मदद से आकाशगंगाओं का सक्रिय अध्ययन शुरू हुआ। हमारी और अन्य आकाशगंगाओं से रेडियो उत्सर्जन की खोज ने ब्रह्मांड के अध्ययन के लिए एक नया अवसर प्रदान किया और रेडियो आकाशगंगाओं, क्वासरों और आकाशगंगाओं के नाभिक में गतिविधि की अन्य अभिव्यक्तियों की खोज का नेतृत्व किया। भूभौतिकीय रॉकेटों और उपग्रहों से अतिरिक्त-वायुमंडलीय टिप्पणियों ने सक्रिय आकाशगंगाओं और आकाशगंगा समूहों के कोर से एक्स-रे का पता लगाना संभव बना दिया।

चित्र: 1. हब्बल के अनुसार आकाशगंगाओं का वर्गीकरण

"निहारिका" की पहली सूची 1782 में फ्रांसीसी खगोलविद चार्ल्स मेसियर (1730-1817) द्वारा प्रकाशित की गई थी। इस सूची में हमारे गैलेक्सी में स्टार क्लस्टर और गैस निहारिका दोनों के साथ-साथ एक्सट्रैगैलेक्टिक ऑब्जेक्ट शामिल हैं। मेसियर ऑब्जेक्ट संख्या का उपयोग आज भी किया जाता है; उदाहरण के लिए, मेसियर 31 (एम 31) प्रसिद्ध एंड्रोमेडा नेबुला है, जो निकटतम बड़े आकाशगंगा है जो नक्षत्र एंड्रोमेडा में मनाया जाता है।

1783 में डब्ल्यू। हर्शल द्वारा शुरू किए गए आकाश के एक व्यवस्थित सर्वेक्षण ने उन्हें उत्तरी आकाश में कई हजार निहारिकाओं की खोज के लिए प्रेरित किया। यह काम उनके बेटे जे। हर्शल (1792-1871) द्वारा जारी रखा गया, जिन्होंने केप ऑफ गुड होप (1834-1838) में दक्षिणी गोलार्ध में अवलोकन किया और 1864 में प्रकाशित किया। सामान्य सूचीपत्र 5 हजार निहारिका और तारा समूह। 19 वीं शताब्दी के उत्तरार्ध में। इन वस्तुओं में नई खोज की गई वस्तुओं को जोड़ा गया, और जे। ड्रेयर (1852-1926) को 1888 में प्रकाशित किया गया नई सामान्य सूची (नई सामान्य सूची - NGC), 7814 ऑब्जेक्ट्स सहित। 1895 और दो अतिरिक्त के 1908 में प्रकाशन के साथ सूचकांक-कैटलॉग (IC) ज्ञात निहारिका और तारा समूहों की संख्या 13 हजार से अधिक हो गई है। NGC और IC कैटलॉग के अनुसार पदनाम आम तौर पर स्वीकार किए जाते हैं। इसलिए, एंड्रोमेडा नेबुला को M 31 या NGC 224 के रूप में नामित किया गया है। आकाश के एक फोटोग्राफिक सर्वेक्षण के आधार पर 13 वीं परिमाण की तुलना में 1249 आकाशगंगाओं की एक अलग सूची, 1932 में हार्वर्ड वेधशाला से एच। शेल्पी और ए। एम्स द्वारा संकलित की गई थी। ।

इस काम को पहले (1964), दूसरे (1976) और तीसरे (1991) संस्करणों द्वारा काफी विस्तार दिया गया था। उज्ज्वल आकाशगंगाओं का सार कैटलॉग सहकर्मियों के साथ जे। डी। वौचोलर्स आकाश सर्वेक्षण के फोटोग्राफिक प्लेटों को देखने के आधार पर अधिक व्यापक, लेकिन कम विस्तृत कैटलॉग 1960 के दशक में यूएसएआर में एफ। ज़्विकी (1898-1974) और यूएसएआर में बी.ए. वोरोत्सोव-वेलामिनोव (1904-1994) द्वारा प्रकाशित किए गए थे। उनमें लगभग सम्\u200dमिलित हैं। 15 वीं परिमाण तक 30 हजार आकाशगंगाएँ। दक्षिणी आकाश का एक समान सर्वेक्षण हाल ही में चिली में यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला के 1 मीटर श्मिट कैमरे और ऑस्ट्रेलिया में ब्रिटिश 1.2 मीटर श्मिट कैमरे के साथ पूरा किया गया था।

सूची में 15 की तुलना में बहुत अधिक आकाशगंगाएं बेहोश हैं। 1967 में, 19 वीं परिमाण (घोषणा 20 के उत्तर में) की तुलना में मंदाकिनियों की गिनती के नतीजे, सी। शीन और के। सिटानेन द्वारा किए गए, लिक वेधशाला एस्ट्रोग्राफ के 50-सेमी प्लेटों पर प्रकाशित किए गए थे। लगभग थे। 2 मिलियन, उन लोगों की गिनती नहीं जो मिल्की वे की विस्तृत धूल पट्टी द्वारा हमसे छिपे हुए हैं। और 1936 में वापस, माउंट विल्सन वेधशाला में हबल ने कई छोटे क्षेत्रों में 21 तक आकाशीय क्षेत्र में गिने जाने वाली आकाशगंगाओं की संख्या को समान रूप से आकाशीय क्षेत्र (घोषणा 30 over के उत्तर) में वितरित किया। इन आंकड़ों के अनुसार, 20 मिलियन से अधिक आकाशगंगाएं पूरे आकाश में 21 वें परिमाण से अधिक चमकीली हैं।

वर्गीकरण। विभिन्न आकृतियों, आकारों और प्रकाश की आकाशगंगाएँ हैं; कुछ अलग-थलग हैं, लेकिन अधिकांश में पड़ोसी या उपग्रह हैं जो गुरुत्वाकर्षण को प्रभावित करते हैं। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाएं शांत हैं, लेकिन अक्सर सक्रिय हैं। 1925 में, हबल ने अपनी उपस्थिति के आधार पर आकाशगंगाओं के वर्गीकरण का प्रस्ताव दिया। बाद में इसे हब्बल और शेप्ली द्वारा परिष्कृत किया गया, फिर सैंडेज द्वारा, और अंत में वैकोउलूर द्वारा। इसमें सभी आकाशगंगाओं को 4 प्रकारों में विभाजित किया गया है: अण्डाकार, लेंटिकुलर, सर्पिल और अनियमित।

दीर्घ वृत्ताकार(इ) तेज सीमाओं और स्पष्ट विवरण के बिना तस्वीरों में आकाशगंगाएं अण्डाकार होती हैं। उनकी चमक केंद्र की ओर बढ़ती है। वे पुराने सितारों से बने दीर्घवृत्त को घुमा रहे हैं; उनकी स्पष्ट आकृति पर्यवेक्षक की दृष्टि की रेखा के उन्मुखीकरण पर निर्भर करती है। जब किनारे से देखा जाता है, तो दीर्घवृत्त की छोटी और लंबी कुल्हाड़ियों की लंबाई का अनुपात oted 5/10 तक पहुंच जाता है ई 5).

चित्र: 2. अण्डाकार गैलेक्सी ईएसओ 325-G004

लैंटिक्यूलर(एल या रों0), आकाशगंगाएं अण्डाकार की तरह दिखती हैं, लेकिन गोलाकार घटक के अलावा, उनके पास एक पतली, तेजी से घूमने वाली भूमध्यरेखीय डिस्क होती है, कभी-कभी शनि के छल्ले जैसी अंगूठी जैसी संरचनाओं के साथ। एज-ऑन लेंटिकुलर आकाशगंगाएं अण्डाकार की तुलना में अधिक संकुचित दिखाई देती हैं: उनकी कुल्हाड़ियों का अनुपात 2/10 तक पहुंच जाता है।

चित्र: 2. स्पिंडल गैलेक्सी (NGC 5866), तारामंडल ड्रेको में एक लेंटिकुलर आकाशगंगा।

कुंडली(रों) आकाशगंगाओं में भी दो घटक होते हैं - गोलाकार और सपाट, लेकिन डिस्क में अधिक या कम विकसित सर्पिल संरचना के साथ। उप-अनुक्रम के साथ एसए, Sb, अनुसूचित जाति, हस्ता ("शुरुआती" सर्पिल से "देर से") सर्पिल हथियार अधिक मोटे, अधिक जटिल और कम कर्ल हो जाते हैं, और गोलाकार (केंद्रीय संक्षेपण, या) उभाड़ना) घट जाती है। एज-ऑन सर्पिल आकाशगंगाएं सर्पिल हथियार नहीं दिखाती हैं, लेकिन उभार और डिस्क के सापेक्ष चमक से आकाशगंगा के प्रकार को निर्धारित किया जा सकता है।

चित्र: २।सर्पिल आकाशगंगा का एक उदाहरण, पिनव्हील गैलेक्सी (मेसियर 101 ऑब्जेक्ट या एनजीसी 5457)

गलत(मैं) आकाशगंगाएँ दो मुख्य प्रकार की होती हैं: मैगेलैनिक प्रकार, अर्थात्। मैगेलैनिक बादलों की तरह, से सर्पिल का क्रम जारी है एस.एम. इससे पहले मैं हूँ, और गैर-मैगेलैनिक प्रकार मैं0, एक गोलाकार या डिस्क संरचना पर अराजक अंधेरे धूल गलियों के साथ जैसे कि एक लेंटिक्युलर या प्रारंभिक सर्पिल।

चित्र: २।NGC 1427A, एक अनियमित आकाशगंगा का एक उदाहरण है।

प्रकार एल तथा रों केंद्र से गुजरने वाली और डिस्क को पार करने वाली एक रैखिक संरचना की उपस्थिति या अनुपस्थिति के आधार पर दो परिवारों और दो प्रकारों में आते हैं ( बार), और साथ ही एक केंद्र सममित अंगूठी।

चित्र: २।मिल्की वे आकाशगंगा का कंप्यूटर मॉडल।

चित्र: 1. एनजीसी 1300, एक वर्जित सर्पिल आकाशगंगा का एक उदाहरण।

चित्र: 1. GALAXIES का तीन-आयामी वर्गीकरण... मूल प्रकार: ई, एल, एस, आई क्रमिक रूप से स्थित हैं इ इससे पहले मैं हूँ; आम के परिवार ए और पार हो गया ख; मेहरबान रों तथा आर... नीचे दिए गए परिपत्र आरेख सर्पिल और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं के क्षेत्र में मुख्य विन्यास का एक क्रॉस-सेक्शन हैं।

चित्र: 2. मुख्य परिवार और स्थान क्षेत्र में मुख्य विन्यास के खंड पर Sb.

अधिक सूक्ष्म रूपात्मक विवरण के आधार पर आकाशगंगाओं के वर्गीकरण के लिए अन्य योजनाएं हैं, लेकिन फोटोमेट्रिक, कीनेमेटिक और रेडियो मापन के आधार पर एक उद्देश्य वर्गीकरण अभी तक विकसित नहीं हुआ है।

रचना... दो संरचनात्मक घटक - एक गोलाकार और एक डिस्क - आकाशगंगाओं की तारकीय जनसंख्या में अंतर को दर्शाते हैं, 1944 में जर्मन खगोलविद डब्ल्यू। बाडे (1893-1960) द्वारा खोजा गया था।

जनसंख्या Iअनियमित आकाशगंगाओं और सर्पिल भुजाओं में मौजूद, इसमें वर्णक्रमीय प्रकार O और B के नीले दिग्गज और सुपर क्लास के K और M, साथ ही इंटरस्टेलर गैस और धूल के आयन क्षेत्रों के चमकदार क्षेत्रों के सुपरजायंट शामिल हैं। इसमें कम द्रव्यमान वाले मुख्य-क्रम वाले तारे भी शामिल हैं जो सूर्य के निकट दिखाई देते हैं, लेकिन दूर की आकाशगंगाओं में अविभाज्य हैं।

जनसंख्या IIअण्डाकार और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं में, साथ ही सर्पिल के मध्य क्षेत्रों में और गोलाकार गुच्छों में मौजूद होते हैं, जिनमें G5 से लेकर K5 वर्ग, उपग्रहों और शायद सबडर्फ़्स के लाल दिग्गज शामिल हैं; इसमें ग्रहों की निहारिका और नए लोगों का प्रकोप शामिल है (चित्र 3)। अंजीर में। 4 सितारों की वर्णक्रमीय प्रकार (या रंग) और विभिन्न आबादी में उनकी चमक के बीच संबंध को दर्शाता है।

चित्र: 3. स्टार पॉपुलेशन... एंड्रोमेडा नेबुला की सर्पिल आकाशगंगा की एक तस्वीर से पता चलता है कि ब्लू गींट्स और सुपरजायंट ऑफ़ पॉपुलेशन I इसकी डिस्क में केंद्रित हैं, और मध्य भाग में लाल जनसंख्या II तारे हैं। एंड्रोमेडा नेबुला के उपग्रह भी दिखाई देते हैं: आकाशगंगा NGC 205 ( तल पर) और एम 32 ( बाएं से बाएं) है। इस तस्वीर में सबसे चमकते सितारे हमारी गैलेक्सी के हैं।

चित्र: 4. DIAGRAM HERZSPRUNG - RESELA, जो विभिन्न प्रकारों के तारों में वर्णक्रमीय प्रकार (या रंग) और चमक के बीच के संबंध को दर्शाता है। I: जनसंख्या के युवा सितारे I, सर्पिल हथियारों के विशिष्ट। II: जनसंख्या I के वृद्ध सितारे; III: पुरानी जनसंख्या II सितारे, गोलाकार समूहों और अण्डाकार आकाशगंगाओं के विशिष्ट।

मूल रूप से, अण्डाकार आकाशगंगाओं को केवल जनसंख्या II सम्\u200dमिलित किया गया था, और अनियमित लोगों को केवल जनसंख्\u200dया I कहा गया था। हालांकि, यह पता चला है कि आकाशगंगाओं में आम तौर पर विभिन्न अनुपातों में दो तारकीय आबादी का मिश्रण होता है। आबादी का एक विस्तृत विश्लेषण केवल कुछ आस-पास की आकाशगंगाओं के लिए संभव है, लेकिन सुदूर प्रणालियों के रंग और स्पेक्ट्रम के माप से पता चलता है कि उनकी तारकीय आबादी का अंतर बाएड विचार से अधिक हो सकता है।

दूरी... दूर आकाशगंगाओं के लिए दूरी की माप हमारी आकाशगंगा में सितारों के लिए दूरी के पूर्ण पैमाने पर आधारित है। यह कई विधियों द्वारा स्थापित किया गया है। सबसे मौलिक त्रिकोणमितीय लंबन विधि है, जो 300 sv की दूरी तक संचालित होती है। वर्षों। बाकी विधियां अप्रत्यक्ष और सांख्यिकीय हैं; वे उचित गति, रेडियल वेग, चमक, रंग और सितारों के स्पेक्ट्रम के अध्ययन पर आधारित हैं। उनके आधार पर, न्यू के पूर्ण मूल्य और आरआर लाइरे के प्रकार और  सेफेई, जो निकटतम आकाशगंगाओं की दूरी के प्राथमिक संकेतक बन जाते हैं जहां वे दिखाई देते हैं। ग्लोबुलर क्लस्टर, इन आकाशगंगाओं के सबसे चमकीले तारे और उत्सर्जन निहारिका माध्यमिक संकेतक बन जाते हैं और अधिक दूर की आकाशगंगाओं के लिए दूरी निर्धारित करना संभव बनाते हैं। अंत में, स्वयं आकाशगंगाओं के व्यास और प्रकाश का उपयोग तृतीयक संकेतक के रूप में किया जाता है। खगोलविद आमतौर पर दूरी के माप के रूप में किसी वस्तु के स्पष्ट परिमाण के बीच के अंतर का उपयोग करते हैं म और इसकी पूर्ण तारकीय परिमाण म ; यह मान ( एम - एम) को "दृश्यमान दूरी इकाई" कहा जाता है। सही दूरी का पता लगाने के लिए, इसे इंटरस्टेलर डस्ट द्वारा प्रकाश के अवशोषण के लिए ठीक किया जाना चाहिए। इस मामले में, त्रुटि आमतौर पर 10-20% तक पहुंच जाती है।

अतिरिक्त दूरी को समय-समय पर संशोधित किया जाता है, जिसका अर्थ है कि दूरी के आधार पर आकाशगंगाओं के अन्य पैरामीटर भी बदलते हैं। टेबल 1 आज निकटतम आकाशगंगा समूहों के लिए सबसे सटीक दूरी दिखाता है। अधिक दूर आकाशगंगाओं के लिए, प्रकाश वर्ष दूर, अरबों की दूरी उनके रेडशिफ्ट से कम सटीकता के साथ अनुमानित की जाती है ( निचे देखो: रेडशिफ्ट की प्रकृति)।

प्रकाशमयता।एक आकाशगंगा की सतह की चमक को मापने से प्रति इकाई क्षेत्र में इसके तारों की कुल चमक मिलती है। केंद्र से दूरी के साथ सतह चमक में परिवर्तन आकाशगंगा की संरचना की विशेषता है। सबसे नियमित और सममित के रूप में अण्डाकार प्रणालियां, दूसरों की तुलना में अधिक विस्तार से अध्ययन की गई हैं; सामान्य तौर पर, वे एक एकल प्रकाश व्यवस्था कानून (चित्र 5) द्वारा वर्णित हैं। तथा):

चित्र: 5. GAXAXIES में LUMINANCE वितरण. तथा - अण्डाकार आकाशगंगाओं को दिखाया गया है (कम त्रिज्या की चौथी जड़ के आधार पर सतह की चमक का लघुगणक है) आर / आर ई) 1/4, जहां आर केंद्र से दूरी है, और आर ई प्रभावी त्रिज्या है, जिसमें आकाशगंगा के कुल प्रकाश का आधा हिस्सा होता है); ख - लेंटिकुलर आकाशगंगा NGC 1553; में - तीन सामान्य सर्पिल आकाशगंगाएँ (प्रत्येक पंक्ति का बाहरी भाग सीधा होता है, जो दूरी पर प्रकाशमयता की एक घातीय निर्भरता को इंगित करता है)।

लेंटिकुलर सिस्टम पर डेटा इतना पूरा नहीं है। उनकी चमकदार प्रोफाइल (चित्र 5) ख) अण्डाकार आकाशगंगाओं के प्रोफाइल से भिन्न हैं और तीन मुख्य क्षेत्र हैं: कोर, लेंस और लिफाफा। ये प्रणाली अण्डाकार और सर्पिल के बीच मध्यवर्ती प्रतीत होती हैं।

सर्पिल बहुत विविध हैं, उनकी संरचना जटिल है, और उनकी चमक के वितरण के लिए कोई एकल कानून नहीं है। हालांकि, ऐसा लगता है कि कोर से दूर सरल सर्पिलों के लिए, डिस्क की सतह चमकदारता परिधि की ओर तेजी से घट जाती है। माप बताते हैं कि सर्पिल भुजाओं की चमक उतनी महान नहीं है जितनी आकाशगंगाओं की तस्वीरों को देखने पर लगती है। हथियार नीले रंग में डिस्क की चमक के लिए 20% से अधिक नहीं जोड़ते हैं और लाल रंग में बहुत कम होते हैं। उभार से प्रकाश में योगदान कम हो जाता है एसए सेवा मेरे हस्ता (अंजीर। 5, में).

आकाशगंगा के स्पष्ट परिमाण को मापने के द्वारा म और इसकी दूरी मापांक निर्धारित करता है ( एम - एम), निरपेक्ष मान की गणना करें म... सबसे चमकदार आकाशगंगाएं, क्वासर को छोड़कर, म , ,22, अर्थात सूर्य की तुलना में उनकी चमक लगभग 100 बिलियन गुना अधिक है। और सबसे छोटी आकाशगंगाएँ म .10, अर्थात्। चमकदारता लगभग। 10 6 सौर। पर आकाशगंगाओं की संख्या का वितरण म, जिसे "ल्यूमिनोसिटी फंक्शन" कहा जाता है, ब्रह्मांड की गांगेय आबादी की एक महत्वपूर्ण विशेषता है, लेकिन इसे सटीक रूप से निर्धारित करना आसान नहीं है।

एक निश्चित सीमा तक स्पष्ट आकाशगंगाओं के लिए चयनित आकाशगंगाओं के लिए, प्रत्येक प्रकार के प्रकाश संश्लेषण कार्य को अलग से इ इससे पहले अनुसूचित जाति नीली किरणों में एक औसत निरपेक्ष मूल्य के साथ लगभग गाऊसी (घंटी के आकार का) म म \u003d Fig18.5 और विचरण and 0.8 (छवि 6)। लेकिन बाद के प्रकारों की आकाशगंगाओं से हस्ता इससे पहले मैं हूँ और अण्डाकार बौने कमजोर हैं।

अंतरिक्ष के दिए गए आयतन में आकाशगंगाओं के एक पूर्ण नमूने के लिए, उदाहरण के लिए, एक क्लस्टर में, चमकदारता घटने के साथ चमकदार कार्य बढ़ता है, अर्थात। बौना आकाशगंगाओं की संख्या विशाल की संख्या से कई गुना अधिक है

चित्र: 6. आकाशगंगा ल्यूमिनेशन समारोह. तथा - नमूना एक निश्चित सीमित दृश्यमान मूल्य की तुलना में उज्जवल है; ख - अंतरिक्ष की एक बड़ी मात्रा में पूर्ण नमूना। के साथ बौना प्रणालियों की भारी संख्या पर ध्यान दें म ख< -16.

आकार... चूंकि मंदाकिनियों का तारकीय घनत्व और प्रकाश धीरे-धीरे बाहर की ओर कम हो जाता है, उनके आकार का सवाल वास्तव में दूरबीन की क्षमताओं पर टिकी हुई है, जो रात की चमक की पृष्ठभूमि के खिलाफ आकाशगंगा के बाहरी क्षेत्रों की बेहोश चमक को भेदने की क्षमता पर है। आकाश। आधुनिक तकनीक आकाश की चमक के 1% से कम चमक वाले आकाशगंगाओं के क्षेत्रों को पंजीकृत करना संभव बनाती है; यह गैलेक्टिक नाभिक की चमक से लगभग एक लाख गुना कम है। इस आइसोफोट (समान चमक की रेखाएं) के अनुसार, आकाशगंगाओं के व्यास बौने प्रणालियों में कई हजार प्रकाश वर्ष से लेकर सैकड़ों-हजारों विशालकाय होते हैं। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाओं के व्यास अपने पूर्ण प्रकाश के साथ अच्छी तरह से संबंध रखते हैं।

वर्णक्रमीय ग्रेड और रंग।आकाशगंगा का पहला स्पेक्ट्रोग्राम, एंड्रोमेडा नेबुला, 1899 में जे। शेहिनर (1858-1913) द्वारा पोट्सडैम वेधशाला में प्राप्त किया गया था, इसकी अवशोषण रेखाएं सूर्य के स्पेक्ट्रम से मिलती जुलती हैं। आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा का सामूहिक अध्ययन कम फैलाव (200–400 / मिमी) के साथ "फास्ट" स्पेक्ट्रोग्राफ के निर्माण के साथ शुरू हुआ; बाद में, इलेक्ट्रॉनिक इमेज इंटेंसिफ़ायर के उपयोग ने फैलाव को 20–100 / मिमी तक बढ़ाना संभव बना दिया। यार्क्स वेधशाला में मॉर्गन की टिप्पणियों ने दिखाया कि आकाशगंगाओं की जटिल तारकीय संरचना के बावजूद, उनका स्पेक्ट्रा आमतौर पर एक निश्चित वर्ग के सितारों के स्पेक्ट्रा के करीब होता है। ए इससे पहले क, और स्पेक्ट्रम और आकाशगंगा के रूपात्मक प्रकार के बीच एक ध्यान देने योग्य सहसंबंध है। आमतौर पर वर्ग स्पेक्ट्रम ए अनियमित आकाशगंगाएँ हैं मैं हूँ और सर्पिल एस.एम. तथा हस्ता... वर्ग वर्णक्रम ए एफ सर्पिलों पर हस्ता तथा अनुसूचित जाति... इससे स्थानांतरित करें अनुसूचित जाति सेवा मेरे Sb के साथ स्पेक्ट्रम में बदलाव के साथ एफ सेवा मेरे एफ - जीऔर सर्पिल Sb तथा एसए, लेंटिक्युलर और अण्डाकार प्रणाली स्पेक्ट्रा है जी तथा क... हालांकि, बाद में यह पता चला कि वर्णक्रमीय प्रकार की आकाशगंगाओं का विकिरण ए वास्तव में वर्णक्रमीय प्रकार के विशाल सितारों से प्रकाश का मिश्रण होता है ख तथा क.

अवशोषण रेखाओं के अलावा, कई आकाशगंगाएँ उत्सर्जन रेखाएँ दिखाती हैं, जैसे मिल्की वे के उत्सर्जन नेबुला। आमतौर पर ये बाल्मर श्रृंखला की हाइड्रोजन रेखाएं हैं, उदाहरण के लिए, एच  पर  6563, आयनित नाइट्रोजन (N II) पर दोगुना  6548 और 6583 और सल्फर (एस II) पर  6717 और 6731, आयनित ऑक्सीजन (O II)  3726 और 3729 और दोगुनी आयनित ऑक्सीजन (O III) पर  4959 और 5007. उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता आमतौर पर आकाशगंगाओं के डिस्क में गैस और सुपरगायट स्टार की मात्रा से संबंधित होती है: ये रेखाएं अण्डाकार और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं में अनुपस्थित या बहुत कमजोर होती हैं, लेकिन सर्पिल और अनियमित आकाशगंगाओं में तीव्र होती हैं - से एसए सेवा मेरे मैं हूँ... इसके अलावा, हाइड्रोजन (एन, ओ, एस) की तुलना में भारी तत्वों की उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता और, शायद, इन तत्वों की सापेक्ष प्रचुरता कोर से डिस्क आकाशगंगाओं की परिधि तक घट जाती है। कुछ आकाशगंगाओं में उनके कोर में असामान्य रूप से मजबूत उत्सर्जन लाइनें होती हैं। 1943 में, के। सीफर्ट ने अपने कोर में बहुत व्यापक हाइड्रोजन लाइनों के साथ एक विशेष प्रकार की आकाशगंगाओं की खोज की, जो उनकी उच्च गतिविधि का संकेत देती है। इन नाभिकों की चमक और उनके स्पेक्ट्रा समय के साथ बदलते हैं। सामान्य तौर पर, सेफ़र्ट आकाशगंगाओं के नाभिक क्वासर के समान होते हैं, हालांकि इतने शक्तिशाली नहीं होते हैं।

आकाशगंगाओं के रूपात्मक अनुक्रम के साथ उनके रंग परिवर्तन का अभिन्न सूचकांक ( बी - वी), अर्थात। नीले रंग में आकाशगंगा के परिमाण के बीच का अंतर ख और पीला वी किरणें। मुख्य प्रकार की आकाशगंगाओं का औसत रंग सूचकांक निम्नानुसार है:

इस पैमाने पर, 0.0 सफेद, 0.5 से पीले रंग, 1.0 से लाल रंग से मेल खाती है।

विस्तृत फोटोमेट्री आमतौर पर पता चलता है कि आकाशगंगा का रंग कोर से किनारे तक बदल जाता है, जो तारकीय संरचना में बदलाव का संकेत देता है। ज्यादातर आकाशगंगाएं बाहरी क्षेत्रों में कोर की तुलना में ब्लर हैं; सर्पिल में यह अण्डाकार की तुलना में बहुत अधिक स्पष्ट है, क्योंकि उनके डिस्क में कई युवा नीले तारे हैं। अनियमित आकाशगंगाएं, आमतौर पर एक नाभिक से रहित होती हैं, अक्सर किनारे की तुलना में केंद्र में धँसी होती हैं।

रोटेशन और द्रव्यमान।केंद्र से होकर गुजरने वाली धुरी के चारों ओर एक आकाशगंगा के घूमने से इसके स्पेक्ट्रम में रेखाओं की तरंग दैर्ध्य में परिवर्तन होता है: आकाशगंगा के उन क्षेत्रों की लाइनें जो हमसे संपर्क करती हैं, उन्हें स्पेक्ट्रम के वायलेट भाग में स्थानांतरित कर दिया जाता है, और उन पुनरावर्तन से, लाल (चित्र 7)। डॉपलर सूत्र के अनुसार, लाइन तरंग दैर्ध्य में सापेक्ष परिवर्तन pl है  / = वी आर / सीकहां है सी प्रकाश की गति है, और वी आर - रेडियल वेग, अर्थात् दृष्टि की रेखा के साथ स्रोत वेग का घटक। आकाशगंगाओं के केंद्रों के चारों ओर सितारों की कक्षीय अवधि सैकड़ों लाखों वर्ष है, और उनकी कक्षीय गति 300 किमी / सेकंड तक पहुंचती है। आमतौर पर डिस्क की घूर्णन गति अपने अधिकतम मूल्य तक पहुँच जाती है ( वी म) केंद्र से कुछ दूरी पर ( आर म), और फिर घट जाती है (चित्र 8)। हमारी गैलेक्सी वी म की दूरी पर \u003d 230 किमी आर म \u003d 40 हजार सेंट। केंद्र से वर्ष:

चित्र: 7. आकाशगंगा के स्पेक्ट्रम के टुकड़ेअक्ष के चारों ओर घूमना एन, जब स्पेक्ट्रोग्राफ स्लिट अक्ष के साथ उन्मुख होता है अब... आकाशगंगा के आवर्ती किनारे से निकलने वाली रेखा ( ख) लाल पक्ष (आर) की ओर विक्षेपित है, और निकटवर्ती किनारे से ( ए) - पराबैंगनी (यूवी) के लिए।

चित्र: 8. आकाशगंगा के उत्थान का प्रमाण... घूर्णन गति वी r इसके अधिकतम मूल्य तक पहुँचता है वी दूरी पर एम आर आकाशगंगा के केंद्र से M और फिर धीरे-धीरे कम होता जाता है।

आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा में अवशोषण और उत्सर्जन लाइनों का आकार एक जैसा होता है, इसलिए, डिस्क में तारे और गैस एक ही दिशा में समान गति से घूमते हैं। जब डिस्क में गहरे धूल गलियों का स्थान यह समझना संभव बनाता है कि आकाशगंगा का कौन सा किनारा हमारे करीब है, तो हम सर्पिल हथियारों की घुमा की दिशा का पता लगा सकते हैं: सभी अध्ययनित आकाशगंगाओं में वे पिछड़ रहे हैं, अर्थात। केंद्र से दूर जाने पर, हाथ दिशा के विपरीत दिशा में झुकता है।

रोटेशन वक्र का विश्लेषण आपको आकाशगंगा के द्रव्यमान को निर्धारित करने की अनुमति देता है। सबसे सरल मामले में, गुरुत्वाकर्षण बल को केन्द्रापसारक बल के बराबर करते हुए, हम तारे की कक्षा के अंदर आकाशगंगा का द्रव्यमान प्राप्त करते हैं: म = आर.वी. आर 2 /जीकहां है जी - निरंतर गुरुत्वाकर्षण। परिधीय तारों की गति का विश्लेषण हमें कुल द्रव्यमान का अनुमान लगाने की अनुमति देता है। हमारी गैलेक्सी का लगभग एक द्रव्यमान है। 210 11 सौर द्रव्यमान, एंड्रोमेडा नेबुला 4 1110 11 और बड़े मैगेलैनिक बादल - 15,10 9। डिस्क आकाशगंगाओं के द्रव्यमान उनकी चमक के अनुपात में हैं ( एल), तो अनुपात एम / एल वे लगभग समान हैं और नीले रंग की किरणों में चमक के लिए समान हैं एम / एल  5 सूर्य की द्रव्यमान और प्रकाश की इकाइयों में।

एक गोलाकार आकाशगंगा के द्रव्यमान का अनुमान उसी तरह से लगाया जा सकता है, जो डिस्क के घूमने की गति के बजाय, आकाशगंगा में तारों की गति को गति देता है (  v), जिसे वर्णक्रमीय रेखा चौड़ाई से मापा जाता है और इसे वेग फैलाव कहा जाता है: म  आर v 2 /जीकहां है आर आकाशगंगा की त्रिज्या (वायरल प्रमेय) है। अण्डाकार आकाशगंगाओं में तारकीय वेगों का फैलाव आमतौर पर 50 से 300 किमी / सेकंड से होता है, और बौने सिस्टम में 10 9 सौर द्रव्यमान से बड़े पैमाने पर 10 12 तक होता है।

रेडियो उत्सर्जनमिल्की वे की खोज 1931 में के। यांस्की ने की थी। मिल्की वे का पहला रेडियो मानचित्र 1945 में जी। रेबर ने प्राप्त किया था। यह विकिरण तरंग दैर्ध्य की एक विस्तृत श्रृंखला में आता है।  या आवृत्तियों frequ \u003d सी/ , कई मेगाहर्ट्ज़ से (   100 मीटर) गीगाहर्ट्ज़ के दसियों तक (  । 1 सेमी), और "निरंतर" कहा जाता है। इसके लिए कई शारीरिक प्रक्रियाएं जिम्मेदार हैं, जिनमें से सबसे महत्वपूर्ण है इंटरस्टेलर इलेक्ट्रॉनों का सिंक्रोट्रॉन उत्सर्जन एक कमजोर इंटरस्टेलर चुंबकीय क्षेत्र में प्रकाश की गति से लगभग गति से बढ़ रहा है। 1950 में, एंड्रोमेडा नेबुला और फिर कई अन्य आकाशगंगाओं से आर। ब्राउन और के। हज़ार्ड (जोडरेल बैंक, इंग्लैंड) द्वारा 1.9 मीटर की तरंग दैर्ध्य पर निरंतर विकिरण की खोज की गई थी। हमारी या एम 31 जैसी सामान्य आकाशगंगा रेडियो तरंगों के कमजोर स्रोत हैं। वे रेडियो फ्रीक्वेंसी रेंज में अपनी ऑप्टिकल पावर के बमुश्किल दस लाखवें हिस्से में उत्सर्जन करते हैं। लेकिन कुछ असामान्य आकाशगंगाओं में, यह विकिरण अधिक मजबूत है। निकटतम "रेडियो आकाशगंगाओं" कन्या ए (एम 87), सेंटोर ए (एनजीसी 5128) और पर्सस ए (एनजीसी 1275) में ऑप्टिकल से 10–4 –10–3 का रेडियो प्रकाश है। और दुर्लभ वस्तुओं के लिए, जैसे सिग्नस ए रेडियो आकाशगंगा, यह अनुपात एकता के करीब है। इस शक्तिशाली रेडियो स्रोत की खोज के कुछ साल बाद ही इससे जुड़ी एक बेहोश आकाशगंगा को खोजना संभव हो गया था। कई बेहोश रेडियो स्रोत, जो शायद दूर की आकाशगंगाओं से जुड़े हैं, अभी तक ऑप्टिकल ऑब्जेक्ट के साथ पहचाने नहीं गए हैं।

एंड्रोमेडा एक आकाशगंगा है जो M31 और NGC224 के रूप में भी लोकप्रिय है। यह एक सर्पिल गठन है जो पृथ्वी से लगभग 780 kp (2.5 मिलियन प्रकाश वर्ष) स्थित है।

एंड्रोमेडा आकाशगंगा के सबसे निकट आकाशगंगा है। इसका नाम उसी नाम की पौराणिक राजकुमारी के नाम पर रखा गया है। 2006 में टिप्पणियों से यह निष्कर्ष निकला कि यहां लगभग एक ट्रिलियन सितारे हैं - मिल्की वे में कम से कम दो बार, जहां लगभग 200-400 बिलियन हैं। वैज्ञानिकों का मानना \u200b\u200bहै कि मिल्की वे और एंड्रोमेडा आकाशगंगा की टक्कर। लगभग 3.75 बिलियन वर्षों में होता है, और अंततः एक विशाल अण्डाकार या डिस्क आकाशगंगा का निर्माण होगा। लेकिन उस पर बाद में। सबसे पहले, आइए जानें कि "पौराणिक राजकुमारी" कैसी दिखती है।

आंकड़ा एंड्रोमेडा को दर्शाता है। आकाशगंगा में नीली और सफेद धारियां हैं। वे इसके चारों ओर छल्ले बनाते हैं और गर्म, गर्म, विशाल तारों को कवर करते हैं। गहरे नीले-भूरे रंग की धारियां इन चमकीले छल्ले की पृष्ठभूमि के खिलाफ तेजी से विपरीत होती हैं और उन क्षेत्रों को दिखाती हैं जहां स्टार गठन अभी घने बादल कोकून में शुरू हो रहा है। जब स्पेक्ट्रम के दृश्य भाग में देखा जाता है, एंड्रोमेडा के छल्ले सर्पिल हथियारों की तरह अधिक दिखते हैं। पराबैंगनी स्पेक्ट्रम में, ये संरचनाएं अंगूठी संरचनाओं की तरह अधिक हैं। उन्हें पहले नासा के दूरबीन द्वारा खोजा गया था। ज्योतिषियों का मानना \u200b\u200bहै कि ये छल्ले 200 मिलियन साल पहले एक पड़ोसी के साथ टकराव के परिणामस्वरूप एक आकाशगंगा के गठन का संकेत देते हैं।

मिल्की वे की तरह, एंड्रोमेडा में कई लघु उपग्रह हैं, जिनमें से 14 पहले ही खोजे जा चुके हैं। सबसे प्रसिद्ध M32 और M110 हैं। बेशक, यह संभावना नहीं है कि प्रत्येक आकाशगंगा के सितारे एक साथ टकराएंगे, क्योंकि उनके बीच की दूरी बहुत विशाल है। वैज्ञानिकों को वास्तविकता में क्या होगा इसका एक अस्पष्ट विचार है। लेकिन भविष्य के नवजात शिशु के लिए पहले से ही एक नाम का आविष्कार किया गया है। मिल्कोमेडा - इस तरह से वैज्ञानिक अजन्मे विशाल आकाशगंगा कहते हैं।

तारों का टकराना

एंड्रोमेडा एक आकाशगंगा है जिसमें 1 ट्रिलियन सितारे (1012) और मिल्की वे 1 बिलियन (3 * 1011) हैं। हालांकि, आकाशीय पिंडों के टकराने की संभावना नगण्य है, क्योंकि उनके बीच एक बड़ी दूरी है। उदाहरण के लिए, सूर्य के सबसे निकट का तारा, प्रोक्सिमा सेंटौरी, 4.2 प्रकाश वर्ष (4 * 1013 किमी) की दूरी पर स्थित है, या 30 मिलियन (3 * 107) गुना सूर्य के व्यास का है। कल्पना कीजिए कि हमारी चमकदार टेबल टेनिस की गेंद है। फिर प्रॉक्सिमा सेंटॉरी उससे 1100 किमी की दूरी पर स्थित मटर की तरह दिखेगी, और मिल्की वे खुद 30 मिलियन किमी तक चौड़ाई में फैल जाएगी। यहां तक \u200b\u200bकि आकाशगंगा के केंद्र में सितारे (और विशेष रूप से वहां उनका सबसे बड़ा क्लस्टर) 160 बिलियन (1.6 * 1011) किमी के अंतराल पर स्थित हैं। यह हर 3.2 किमी के लिए एक टेबल टेनिस बॉल की तरह है। इसलिए, यह संभावना है कि आकाशगंगाओं के विलय के समय कोई भी दो तारे टकराएंगे।

ब्लैक होल का टकराव

एंड्रोमेडा गैलेक्सी और मिल्की वे में केंद्रीय सुपरमासिव ब्लैक होल हैं: धनु ए (3.6 * 106 सौर द्रव्यमान) और गैलेक्टिक कोर के पी 2 क्लस्टर के अंदर एक वस्तु। ये ब्लैक होल नवगठित आकाशगंगा के केंद्र के पास एक बिंदु पर परिवर्तित हो जाएंगे, कक्षीय ऊर्जा को सितारों में स्थानांतरित करेंगे, जो अंततः उच्च प्रक्षेपवक्र में स्थानांतरित हो जाएगा। उपरोक्त प्रक्रिया में लाखों वर्ष लग सकते हैं। जब ब्लैक होल एक दूसरे के एक प्रकाश वर्ष के भीतर पास हो जाते हैं, तो वे गुरुत्वाकर्षण तरंगों का उत्सर्जन करना शुरू कर देंगे। संलयन पूरा होने तक कक्षीय ऊर्जा और भी अधिक शक्तिशाली हो जाएगी। 2006 में किए गए सिमुलेशन के आंकड़ों के आधार पर, पृथ्वी को पहले नवगठित आकाशगंगा के लगभग केंद्र में फेंक दिया जा सकता है, फिर यह ब्लैक होल में से एक के पास से गुजरेगा और मिल्कोमेडा की सीमाओं से परे बेदखल हो जाएगा।

सिद्धांत की पुष्टि

एंड्रोमेडा गैलेक्सी हमें लगभग 110 किमी प्रति सेकंड की गति से आ रहा है। 2012 तक, यह जानने का कोई तरीका नहीं था कि टक्कर होगी या नहीं। हबल स्पेस टेलीस्कोप ने वैज्ञानिकों को निष्कर्ष निकालने में मदद की कि यह लगभग अपरिहार्य है। 2002 से 2010 तक एंड्रोमेडा के आंदोलनों पर नज़र रखने के बाद, यह निष्कर्ष निकाला गया कि टकराव लगभग 4 बिलियन वर्षों में होगा।

इसी तरह की घटनाएं अंतरिक्ष में व्यापक हैं। उदाहरण के लिए, एंड्रोमेडा को माना जाता है कि उसने अतीत में कम से कम एक आकाशगंगा के साथ बातचीत की थी। और कुछ बौनी आकाशगंगाएँ, जैसे कि सागडे, मिल्की वे से टकराती रहती हैं, जिससे एक निर्माण होता है।

अनुसंधान यह भी दर्शाता है कि M33, या त्रिकोणीय गैलेक्सी - स्थानीय समूह का तीसरा सबसे बड़ा और प्रतिभाशाली सदस्य - भी इस समारोह में भाग लेंगे। इसका सबसे संभावित भाग्य विलय के बाद बनाई गई वस्तु की कक्षा में प्रवेश होगा, और दूर के भविष्य में - अंतिम एकीकरण। हालांकि, एंड्रोमेडा के दृष्टिकोण से पहले मिल्की वे के साथ M33 की टक्कर, या हमारे सौर मंडल को स्थानीय समूह की सीमाओं के बाहर फेंक दिया जाएगा, बाहर रखा गया है।

सौर मंडल का भाग्य

हार्वर्ड के वैज्ञानिकों का दावा है कि आकाशगंगाओं के एकीकरण का समय एंड्रोमेडा की स्पर्शरेखा की गति पर निर्भर करेगा। गणनाओं के आधार पर, यह निष्कर्ष निकाला गया कि 50% संभावना है कि विलय के दौरान सौर प्रणाली को मिल्की वे के केंद्र की वर्तमान दूरी से तीन गुना दूरी पर वापस फेंक दिया जाएगा। यह बिल्कुल स्पष्ट नहीं है कि एंड्रोमेडा आकाशगंगा कैसे व्यवहार करेगी। ग्रह पृथ्वी भी खतरे में है। वैज्ञानिकों ने एक 12% संभावना के बारे में कहा कि टक्कर के कुछ समय बाद हम अपने पूर्व "घर" की सीमाओं के बाहर फेंक दिए जाएंगे। लेकिन यह घटना, सबसे अधिक संभावना है, सौर मंडल पर मजबूत प्रतिकूल प्रभाव उत्पन्न नहीं करेगी और आकाशीय पिंड नष्ट नहीं होंगे।

अगर हम ग्रहीय इंजीनियरिंग को छोड़ दें, तो जब तक आकाशगंगाएँ टकराएँगी, तब तक पृथ्वी की सतह बहुत गर्म हो जाएगी और पानी वाली अवस्था में इस पर कोई पानी नहीं बचेगा, और इसलिए कोई जीवन नहीं होगा।

संभावित दुष्प्रभाव

जब दो सर्पिल आकाशगंगाएं विलीन हो जाती हैं, तो उनके डिस्क पर मौजूद हाइड्रोजन संकुचित हो जाता है। नए सितारों का एक गहन गठन शुरू होता है। उदाहरण के लिए, यह इंटरेक्टिव आकाशगंगा NGC 4039 में देखा जा सकता है, अन्यथा "एंटेना" के रूप में जाना जाता है। एंड्रोमेडा और मिल्की वे के बीच विलय की स्थिति में, यह माना जाता है कि उनके डिस्क पर थोड़ा गैस रहेगा। स्टार का गठन इतना संतृप्त नहीं होगा, हालांकि एक क्वासर का न्यूक्लिएशन पूरी तरह से संभव है।

परिणाम में विलय

विलय के दौरान गठित आकाशगंगा को अस्थायी रूप से वैज्ञानिकों द्वारा मिल्कोमेड कहा जाता है। सिमुलेशन परिणाम से पता चलता है कि परिणामी वस्तु अण्डाकार होगी। इसके केंद्र में आधुनिक अण्डाकार आकाशगंगाओं की तुलना में सितारों का घनत्व कम होगा। लेकिन एक डिस्क आकार भी संभव है। बहुत कुछ इस बात पर निर्भर करेगा कि मिल्की वे और एंड्रोमेडा के भीतर कितनी गैस रहती है। निकट भविष्य में, स्थानीय समूह की शेष आकाशगंगाएँ एक वस्तु में विलीन हो जाएंगी, और यह एक नए विकास चरण की शुरुआत को चिह्नित करेगा।

एंड्रोमेडा के बारे में तथ्य

एंड्रोमेडा स्थानीय समूह की सबसे बड़ी आकाशगंगा है। लेकिन शायद सबसे बड़े पैमाने पर नहीं। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि मिल्की वे में अधिक गहरा पदार्थ केंद्रित है, और यह विशेष रूप से हमारी आकाशगंगा को अधिक विशाल बनाता है। वैज्ञानिक समान संरचनाओं की उत्पत्ति और विकास को समझने के लिए एंड्रोमेडा का अध्ययन करेंगे, क्योंकि यह हमारे लिए सबसे निकटतम सर्पिल आकाशगंगा है। पृथ्वी से एंड्रोमेडा अद्भुत दिखता है। कई लोग उसकी तस्वीर भी लेते हैं। एंड्रोमेडा में एक बहुत घना गैलेटिक कोर है। न केवल इसके केंद्र में विशाल तारे हैं, बल्कि इसके मूल में कम से कम एक सुपरमैसिव ब्लैक होल है। इसकी सर्पिल भुजाएँ 2 पड़ोसी आकाशगंगाओं: M32 और M110 के साथ गुरुत्वाकर्षण बातचीत के परिणामस्वरूप घुमावदार हैं। एंड्रोमेडा के अंदर कम से कम 450 गोलाकार तारा समूह घूमते हैं। उनमें से कुछ घने हैं जो पाए गए हैं। एंड्रोमेडा गैलेक्सी सबसे दूर की वस्तु है जिसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है। आपको एक अच्छा सहूलियत बिंदु और उज्ज्वल प्रकाश की न्यूनतम आवश्यकता है।

अंत में, मैं पाठकों को सलाह देना चाहूंगा कि वे अपने टकटकी को अधिक बार तारों वाले आकाश में बढ़ाएं। यह बहुत कुछ नया और अज्ञात रखता है। सप्ताहांत में जगह देखने के लिए कुछ खाली समय खोजें। आकाश में एंड्रोमेडा गैलेक्सी एक देखना होगा।

पास में बड़ी तारकीय प्रणालियों में से एंड्रोमेडा नेबुला (M31) है - एक सर्पिल आकाशगंगा जो हमारे घर से 2.6 गुना बड़ी है - मिल्की वे आकाशगंगा: इसका व्यास 260 हजार प्रकाश वर्ष है। एंड्रोमेडा नेबुला हमसे 2.5 मिलियन प्रकाश वर्ष (772 किलोपर्सेक) की दूरी पर स्थित है, और इसका द्रव्यमान 300 बिलियन सौर द्रव्यमान है। इसमें लगभग एक ट्रिलियन सितारे शामिल हैं (तुलना के लिए: मिल्की वे में लगभग 100 बिलियन सितारे हैं)।

एंड्रोमेडा नेबुला हमारे पास से सबसे दूर का अंतरिक्ष पिंड है, जिसे तारों वाली आकाश (उत्तरी गोलार्ध) में नग्न आंखों के साथ देखा जा सकता है, यहां तक \u200b\u200bकि शहरी रोशनी की स्थिति में भी - यह एक चमकदार धुँधली की तरह दिखता है। यह याद रखना चाहिए कि इस तथ्य के कारण कि एंड्रोमेडा आकाशगंगा से प्रकाश 2.5 मिलियन वर्षों के लिए हमारे पास जाता है, हम इसे देखते हैं क्योंकि यह 2.5 मिलियन साल पहले था, और यह नहीं जानता कि यह वास्तविक क्षण में कैसा दिखता है।

खगोलविदों ने पाया है कि एंड्रोमेडा गैलेक्सी और हमारी गैलेक्सी 100-140 किमी / सेकंड की गति से एक दूसरे से संपर्क कर रहे हैं। लगभग 3-4 अरब वर्षों में, यह संभव है कि वे टकराएंगे और फिर वे एक विशाल आकाशगंगा में विलीन हो जाएंगे। जो लोग इस टकराव के परिणामस्वरूप सौर प्रणाली के भाग्य के बारे में चिंतित हैं, हम आश्वस्त करने के लिए जल्दबाजी करते हैं: सूर्य और ग्रहों पर कोई प्रभाव नहीं, सबसे अधिक संभावना है, घटित होगा। आकाशगंगाओं के विलय की प्रक्रिया में तबाही के साथ टकराव की प्रक्रिया नहीं होती है, क्योंकि तारों के बीच की दूरी सितारों के आकार की तुलना में बहुत बड़ी है।

हालांकि, किसी को यह नहीं सोचना चाहिए कि लाखों वर्षों तक फैली आकाशगंगाओं के विलय की प्रक्रिया बिना नाटकीय प्रभावों के होती है। जब दो आकाशगंगाएँ एक-दूसरे के पास पहुँचती हैं, तो अंतर-तारा गैस के बादल पहले संपर्क में आते हैं। तेजी से प्रक्षेप के कारण, उनका घनत्व तेजी से बढ़ता है, वे गर्म होते हैं, और बढ़ते दबाव इन गैसों और धूल के बादलों को नए सितारों के गठन के लिए केंद्रों में बदल देते हैं। स्टार गठन की एक हिंसक, विस्फोटक प्रक्रिया शुरू होती है, जिसमें भड़कने, विस्फोट और धूल और गैस के राक्षसी रूप से विस्तारित जेट की अस्वीकृति होती है।

हालांकि, हमारे पड़ोसियों के पास वापस। हमारे लिए दूसरी सबसे निकटतम सर्पिल आकाशगंगा M33 है। यह त्रिकोणीय नक्षत्र में स्थित है और हमसे 2.4 मिलियन प्रकाश वर्ष दूर है। व्यास में, यह मिल्की वे से 2 गुना छोटा और एंड्रोमेडा आकाशगंगा से 4 गुना छोटा है। उसे नग्न आंखों से भी देखा जा सकता है, लेकिन केवल एक चांदनी रात में और शहर के बाहर। यह त्रिभुज के α और मीन के के बीच एक नीरस, धुंधला धब्बा जैसा दिखता है।

हमारे आस-पास की अन्य सभी आकाशगंगाएँ बौनी अण्डाकार और अनियमित आकाशगंगाएँ हैं। आसपास की अनियमित आकाशगंगाओं में से दो सबसे बड़ी रुचि हैं: बड़े और छोटे मैगेलैनिक बादल.

मैगेलैनिक बादल हमारे मिल्की वे गैलेक्सी के उपग्रह हैं। वे नग्न आंखों के लिए भी दिखाई देते हैं, हालांकि, केवल दक्षिणी गोलार्ध में। बड़े मैगेलैनिक बादल नक्षत्र डोरैडो में स्थित है। यह हमसे १ec० हजार प्रकाश-वर्ष (५० किलोपर्चेस) दूर है, २० हजार प्रकाश-वर्ष व्यास का है और इसमें लगभग ३० अरब तारे हैं। अनियमित आकाशगंगाओं के प्रकार से संबंधित होने के बावजूद, बड़े मैगेलैनिक क्लाउड में सर्पिल आकाशगंगाओं के करीब एक संरचना है। इसमें मिल्की वे में ज्ञात सभी प्रकार के तारे शामिल हैं। लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में एक और दिलचस्प वस्तु की खोज की गई थी - सबसे चमकदार ज्ञात गैस और धूल के परिसरों में से एक जिसकी लंबाई 700 प्रकाश मीटर है - टारेंटयुला नेबुला, हिंसक स्टार गठन का एक बड़ा केंद्र।

स्मॉल मैगेलैनिक क्लाउड लार्ज वन की तुलना में 3 गुना छोटा है और एक पार सर्पिल आकाशगंगा जैसा दिखता है। यह डोरैडो से सटे नक्षत्र तूफान में स्थित है। इस आकाशगंगा से हमारी दूरी 210 हजार प्रकाश वर्ष (60 किलोपर्सेक) है।

मैगेलैनिक बादल मैगेलैनिक सिस्टम नामक तटस्थ हाइड्रोजन के एक आम खोल से घिरे हैं।

मैगेलैनिक बादल दोनों शिकार हैं गांगेय नरभक्षण मिल्की वे की तरफ से: हमारी गैलेक्सी का गुरुत्वाकर्षण प्रभाव धीरे-धीरे उन्हें नष्ट कर देता है और इन आकाशगंगाओं की बात को अपनी ओर आकर्षित करता है। इसलिए मैगेलैनिक बादलों का अनियमित आकार। विशेषज्ञों का मानना \u200b\u200bहै कि ये क्रमिक गायब होने की प्रक्रिया में दो छोटी आकाशगंगाओं के अवशेष हैं। खगोलविदों के अनुसार, अगले 10 बिलियन वर्षों में, मिल्की वे मैगेलैनिक बादलों के सभी मामले को पूरी तरह से अवशोषित कर लेंगे। मैगेलैनिक बादलों के बीच, इसी तरह की प्रक्रियाएं होती हैं: अपने गुरुत्वाकर्षण के कारण, बड़े मैगेलैनिक बादल "छोटे मैगेलैनिक बादल" से लाखों तारों को "चुराते हैं"। शायद यह तथ्य टारेंटयुला नेबुला में उच्च तारा-निर्माण गतिविधि की व्याख्या करता है: यह क्षेत्र गैस प्रवाह के मार्ग में स्थित है, जिसे लघु से बड़े मैगेलैनिक बादल के गुरुत्वाकर्षण द्वारा खींचा जाता है।

इस प्रकार, हमारे गैलेक्सी के आसपास के क्षेत्र में जो हो रहा है, उसके उदाहरण का उपयोग करके, आप फिर से यह सुनिश्चित कर सकते हैं कि आकाशगंगाओं का विलय और बड़े लोगों द्वारा छोटी आकाशगंगाओं का अवशोषण गैलेटिक जीवन में काफी सामान्य घटना है।

हमारी गैलेक्सी, एंड्रोमेडा गैलेक्सी और ट्राइंगुलम गैलेक्सी गुरुत्वाकर्षण आकाशगंगाओं के समूह से जुड़ी हुई हैं, जो गुरुत्वाकर्षण संबंधों से जुड़ी हैं। वे उसे बुलाते हैं आकाशगंगाओं का स्थानीय समूह... स्थानीय समूह 1.5 मेगापार्सेक का है। तीन बड़ी सर्पिल आकाशगंगाओं के अलावा, स्थानीय समूह में 50 से अधिक बौना और अनियमित (आकार में) आकाशगंगाएं शामिल हैं। तो, एंड्रोमेडा आकाशगंगा में कम से कम 19 उपग्रह आकाशगंगाएं हैं, हमारी गैलेक्सी में 14 उपग्रह हैं (2005 तक)। उनके अलावा, स्थानीय समूह में अन्य बौनी आकाशगंगाएँ शामिल हैं जो बड़ी आकाशगंगाओं के उपग्रह नहीं हैं।

बड़ा विश्वकोश शब्दकोश

एक्सट्रैगैलेक्टिक नेबुला या द्वीप ब्रह्मांड, विशाल तारा प्रणालियां जिनमें इंटरस्टेलर गैस और धूल शामिल हैं। सौर प्रणाली हमारे मिल्की वे गैलेक्सी का हिस्सा है। सभी बाहरी स्थान जहां वे घुस सकते हैं ... कोलियर का विश्वकोश

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विशाल स्टार सिस्टम, हमारे स्टार सिस्टम गैलेक्सी (गैलेक्सी देखें) के समान है, जिसमें सौर प्रणाली शामिल है। ("गैलेक्सी" शब्द, "गैलेक्सी" शब्द के विपरीत, एक लोअरकेस अक्षर के साथ लिखा गया है।) सबसे पुराना शब्द जी। ... ...

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आकाशगंगाओं - विशाल तारकीय प्रणाली जिसमें प्रत्येक में अरबों से लेकर सैंकड़ों तारे हैं। आधुनिक अनुमान ज्ञात मेटागलैक्सी में लगभग 150 मिलियन आकाशगंगाएँ देते हैं। आकाशगंगाओं को अण्डाकार में विभाजित किया गया है (अक्षर E द्वारा खगोल विज्ञान में निर्दिष्ट), ... आधुनिक प्राकृतिक विज्ञान की शुरुआत

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व्हर्लपूल गैलेक्सी (M51) और इसके उपग्रह एनजीसी 5195। किट पीक वेधशाला की तस्वीर। परस्पर संपर्क आकाशगंगाएं अंतरिक्ष में स्थित आकाशगंगाएं हैं जो परस्पर गुरुत्वाकर्षण के लिए पर्याप्त रूप से महत्वपूर्ण हैं ... विकिपीडिया

स्टार सिस्टम जो अव्यवस्थित, अव्यवस्था में सर्पिल और अण्डाकार से आकार में भिन्न होते हैं। कभी-कभी शहर के एन, स्पष्ट रूप के बिना, अनाकार होते हैं। वे धूल के एक मिश्रण के साथ तारों से मिलकर होते हैं, जबकि अधिकांश एन जी। ... ... महान सोवियत विश्वकोश

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