हमारी आकाशगंगा और उसका तात्कालिक वातावरण। निकटतम आकाशगंगा से कितनी दूरी है

GALAXIES, "एक्सट्रैगैलेक्टिक नेबुला" या "द्वीप ब्रह्मांड", विशाल तारकीय सिस्टम हैं जिनमें इंटरस्टेलर गैस और धूल भी शामिल हैं। सौर प्रणालीहमारी आकाशगंगा - आकाशगंगा में प्रवेश करती है। सभी बाहरी अंतरिक्ष, इस हद तक कि सबसे शक्तिशाली दूरबीनें प्रवेश कर सकती हैं, आकाशगंगाओं से भरी हुई है। खगोलविदों की गिनती कम से कम एक अरब होती है। निकटतम आकाशगंगा लगभग 1 मिलियन sv की दूरी पर स्थित है। वर्ष (10 19 किमी), और दूरबीनों द्वारा दर्ज की गई सबसे दूर की आकाशगंगाओं तक - अरबों प्रकाश वर्ष। आकाशगंगाओं की खोज खगोल विज्ञान के सबसे कठिन कार्यों में से एक है।

ऐतिहासिक संदर्भ।सबसे चमकदार और निकटतम बाहरी आकाशगंगाएँ - मैगेलैनिक बादल - आकाश के दक्षिणी गोलार्ध में नग्न आंखों को दिखाई देती हैं और 11 वीं शताब्दी की शुरुआत में अरबों के लिए जानी जाती थीं, साथ ही उत्तरी गोलार्ध में सबसे चमकीली आकाशगंगा - महान एंड्रोमेडा में नेबुला। आकाशगंगाओं, नीहारिकाओं और तारा समूहों का वैज्ञानिक अध्ययन 1612 में जर्मन खगोलशास्त्री एस. मारियस (1570-1624) द्वारा एक दूरबीन की सहायता से इस नीहारिका की पुन: खोज के साथ शुरू हुआ। 17वीं और 18वीं शताब्दी में विभिन्न खगोलविदों द्वारा कई नीहारिकाओं की खोज की गई; तब उन्हें चमकती 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। स्वीडनबॉर्ग (1688-1772), इंग्लैंड में टी। राइट (1711-1786), आई। कांट (1724-1804) प्रशिया में, और एल्सेस में लैम्बर्ट (1728-1777) और इंग्लैंड में डब्ल्यू हर्शल (1738-1822)। हालांकि, केवल 20 वीं शताब्दी की पहली तिमाही में। "द्वीप ब्रह्मांड" का अस्तित्व मुख्य रूप से अमेरिकी खगोलविदों जी। कर्टिस (1872-1942) और ई। हबल (1889-1953) के कार्यों के लिए स्पष्ट रूप से साबित हुआ था। उन्होंने साबित कर दिया कि सबसे चमकीले और इसलिए निकटतम "सफेद नेबुला" की दूरी हमारी आकाशगंगा के आकार से बहुत बड़ी है। 1924 से 1936 की अवधि के दौरान, हबल ने आकाशगंगा की खोज की सीमा को निकटतम प्रणालियों से माउंट विल्सन वेधशाला में 2.5-मीटर दूरबीन की क्षमताओं की सीमा तक धकेल दिया, अर्थात। कई सौ मिलियन प्रकाश वर्ष तक।

1929 में, हबल ने आकाशगंगा से दूरी और उसकी गति 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 की समाप्ति के बाद, इलेक्ट्रॉनिक प्रकाश एम्पलीफायरों, स्वचालित मापने वाली मशीनों और कंप्यूटरों के साथ नई बड़ी दूरबीनों की मदद से आकाशगंगाओं का सक्रिय अध्ययन शुरू हुआ। हमारी और अन्य आकाशगंगाओं से रेडियो उत्सर्जन का पता लगाने ने दिया नया मौकाब्रह्मांड का अध्ययन करने के लिए और आकाशगंगाओं के नाभिक में रेडियो आकाशगंगाओं, क्वासर और गतिविधि की अन्य अभिव्यक्तियों की खोज के लिए नेतृत्व किया। भूभौतिकीय रॉकेट और उपग्रहों से अतिरिक्त-वायुमंडलीय टिप्पणियों ने सक्रिय आकाशगंगाओं और आकाशगंगा समूहों के कोर से एक्स-रे का पता लगाना संभव बना दिया है।

चावल। 1. हबल के अनुसार आकाशगंगाओं का वर्गीकरण

"नेबुला" की पहली सूची 1782 में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री चार्ल्स मेसियर (1730-1817) द्वारा प्रकाशित की गई थी। इस सूची में हमारी गैलेक्सी में स्टार क्लस्टर और गैस नीहारिका दोनों के साथ-साथ एक्सट्रैगैलेक्टिक ऑब्जेक्ट भी शामिल हैं। मेसियर ऑब्जेक्ट नंबर आज भी उपयोग किए जाते हैं; उदाहरण के लिए, मेसियर 31 (एम 31) प्रसिद्ध एंड्रोमेडा नेबुला है, जो नक्षत्र एंड्रोमेडा में देखी गई निकटतम बड़ी आकाशगंगा है।

1783 में डब्ल्यू. हर्शल द्वारा शुरू किए गए आकाश के एक व्यवस्थित सर्वेक्षण ने उन्हें उत्तरी आकाश में कई हजार नीहारिकाओं की खोज के लिए प्रेरित किया। यह काम उनके बेटे जे. हर्शल (1792-1871) ने जारी रखा, जिन्होंने केप ऑफ गुड होप (1834-1838) में दक्षिणी गोलार्ध में अवलोकन किया और 1864 में प्रकाशित किया। सामान्य सूची 5 हजार निहारिका और तारा समूह। 19वीं सदी के उत्तरार्ध में। इन वस्तुओं में नई खोजी गई वस्तुओं को जोड़ा गया, और जे। ड्रेयर (1852-1926) ने 1888 में प्रकाशित किया नई सामान्य सूची (नई सामान्य सूची - एनजीसी), 7814 वस्तुओं सहित। 1895 और 1908 में दो अतिरिक्त के प्रकाशन के साथ इंडेक्स-कैटलॉग(आईसी) पता चला नेबुला और स्टार क्लस्टर की संख्या 13 हजार से अधिक हो गई है। एनजीसी और आईसी कैटलॉग के अनुसार पदनाम तब से आम तौर पर स्वीकार किए जाते हैं। इस प्रकार, एंड्रोमेडा नेबुला को एम 31 या एनजीसी 224 नामित किया गया है। आकाश के एक फोटोग्राफिक सर्वेक्षण के आधार पर, परिमाण 13 की तुलना में 1249 आकाशगंगाओं की एक अलग सूची, एच। शेपली और ए। एम्स द्वारा 1932 में हार्वर्ड वेधशाला से संकलित की गई थी। .

इस काम का पहले (1964), दूसरे (1976) और तीसरे (1991) संस्करणों द्वारा काफी विस्तार किया गया था। चमकदार आकाशगंगाओं की सार सूचीसहकर्मियों के साथ जे. डी वौकुलेर्स। आकाश सर्वेक्षण की फोटोग्राफिक प्लेटों को देखने के आधार पर अधिक व्यापक, लेकिन कम विस्तृत कैटलॉग 1960 के दशक में संयुक्त राज्य अमेरिका में एफ। ज़्विकी (1898-1974) और यूएसएसआर में बीए वोरोत्सोव-वेल्यामिनोव (1904-1994) द्वारा प्रकाशित किए गए थे। उनमें लगभग होते हैं। 15वीं 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 परिमाण 15 की तुलना में बहुत अधिक आकाशगंगाएँ बेहोश हैं। 1967 में, लिक ऑब्जर्वेटरी एस्ट्रोग्राफ की 50-सेमी प्लेटों का उपयोग करते हुए, सी। स्कीन और के। वर्टेनेन द्वारा किए गए 19वीं परिमाण (गिरावट 20 के उत्तर में) की तुलना में अधिक चमकीली आकाशगंगाओं की गिनती के परिणाम प्रकाशित किए गए थे। ऐसी आकाशगंगाएँ लगभग निकलीं। 2 मिलियन, मिल्की वे के विस्तृत धूल भरे बैंड द्वारा हमसे छिपे लोगों की गिनती नहीं। और 1936 में वापस, माउंट विल्सन ऑब्जर्वेटरी में हबल ने आकाशीय क्षेत्र (30 गिरावट के उत्तर) में समान रूप से वितरित कई छोटे क्षेत्रों में 21 परिमाण तक आकाशगंगाओं की संख्या की गणना की। इन आंकड़ों के अनुसार, पूरे आकाश में 21वीं परिमाण की तुलना में 20 मिलियन से अधिक आकाशगंगाएँ अधिक चमकीली हैं।

वर्गीकरण।विभिन्न आकार, आकार और चमक की आकाशगंगाएं हैं; कुछ अलग-थलग हैं, लेकिन अधिकांश के पास पड़ोसी या उपग्रह हैं जो उनकी ओर बढ़ते हैं। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाएँ शांत होती हैं, लेकिन अक्सर सक्रिय भी होती हैं। 1925 में, हबल ने आकाशगंगाओं के वर्गीकरण का प्रस्ताव उनके आधार पर रखा दिखावट... बाद में इसे हबल और शेपली द्वारा परिष्कृत किया गया, फिर सैंडेज द्वारा और अंत में वौकुलेर द्वारा। इसमें सभी आकाशगंगाएँ 4 प्रकारों में विभाजित हैं: अण्डाकार, लेंटिकुलर, सर्पिल और अनियमित।

दीर्घ वृत्ताकार(इ) आकाशगंगाएँ बिना तीक्ष्ण सीमाओं और स्पष्ट विवरण के तस्वीरों में अण्डाकार हैं। इनकी चमक केंद्र की ओर बढ़ती है। ये घूर्णन कर रहे दीर्घवृत्त हैं जो पुराने तारों से बने हैं; उनका स्पष्ट आकार पर्यवेक्षक की दृष्टि की रेखा के उन्मुखीकरण पर निर्भर करता है। जब किनारे से देखा जाता है, तो दीर्घवृत्त की छोटी और लंबी कुल्हाड़ियों की लंबाई का अनुपात  5/10 (निरूपित) तक पहुंच जाता है ई5).

चावल। 2. अण्डाकार आकाशगंगा ESO 325-G004

लैंटिक्यूलर(लीया एस 0), आकाशगंगाएँ अण्डाकार के समान 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 आकाशगंगाएँ अण्डाकार आकाशगंगाओं की तुलना में अधिक संकुचित दिखती हैं: उनका अक्ष अनुपात 2/10 तक पहुँच जाता है।

चावल। 2. स्पिंडल गैलेक्सी (NGC 5866), नक्षत्र ड्रेको में एक लेंटिकुलर आकाशगंगा।

कुंडली(एस) आकाशगंगाओं में भी दो घटक होते हैं - गोलाकार और सपाट, लेकिन डिस्क में अधिक या कम विकसित सर्पिल संरचना के साथ। उपप्रकारों के अनुक्रम के साथ एसए, एसबी, अनुसूचित जाति, हस्ता("शुरुआती" सर्पिल से "देर से") सर्पिल भुजाएँ मोटी, अधिक जटिल और कम मुड़ी हुई हो जाती हैं, और गोलाकार (केंद्रीय संघनन, या उभाड़ना) घट जाती है। एज-ऑन सर्पिल आकाशगंगाएँ सर्पिल भुजाएँ नहीं दिखाती हैं, लेकिन आकाशगंगा के प्रकार को उभार और डिस्क की सापेक्ष चमक से निर्धारित किया जा सकता है।

चावल। 2.एक सर्पिल आकाशगंगा का एक उदाहरण, पिनव्हील गैलेक्सी (मेसियर 101 ऑब्जेक्ट या NGC 5457)

गलत(मैं) आकाशगंगाएँ दो मुख्य प्रकार की होती हैं: मैगेलैनिक प्रकार, अर्थात। मैगेलैनिक बादलों के प्रकार, सर्पिलों के क्रम को जारी रखते हुए स्मूइससे पहले मैं हूँ, और गैर मैगेलैनिक प्रकार मैं 0, गोलाकार या डिस्क संरचना जैसे लेंटिकुलर या प्रारंभिक सर्पिल पर अराजक अंधेरे धूल गलियों के साथ।

चावल। 2.एनजीसी 1427ए अनियमित आकाशगंगा का एक उदाहरण है।

प्रकार लीतथा एसकेंद्र 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 ( छड़), साथ ही एक केंद्रीय सममित अंगूठी।

चावल। 2.आकाशगंगा आकाशगंगा का कंप्यूटर मॉडल।

चावल। 1. NGC 1300, एक वर्जित सर्पिल आकाशगंगा का एक उदाहरण।

चावल। 1. आकाशगंगाओं का त्रि-आयामी वर्गीकरण... बुनियादी प्रकार: ई, एल, एस, आईसे क्रमिक रूप से स्थित हैं इइससे पहले मैं हूँ; आम के परिवार एऔर पार किया बी; प्रकार का एसतथा आर... नीचे दिए गए वृत्ताकार आरेख सर्पिल और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं के क्षेत्र में मुख्य विन्यास का एक क्रॉस-सेक्शन हैं।

चावल। 2. मुख्य परिवार और सर्पिलक्षेत्र में मुख्य विन्यास के खंड पर एसबी.

महीन रूपात्मक विवरणों के आधार पर आकाशगंगाओं के वर्गीकरण के लिए अन्य योजनाएं हैं, लेकिन फोटोमेट्रिक, गतिज और रेडियो माप पर आधारित एक वस्तुनिष्ठ वर्गीकरण अभी तक विकसित नहीं किया गया है।

संयोजन... दो संरचनात्मक घटक - एक गोलाकार और एक डिस्क - जर्मन खगोलशास्त्री डब्ल्यू बाडे (1893-1960) द्वारा 1944 में खोजी गई आकाशगंगाओं की तारकीय आबादी में अंतर को दर्शाते हैं।

जनसंख्या Iअनियमित आकाशगंगाओं और सर्पिल भुजाओं में मौजूद, नीले रंग के दिग्गज और वर्णक्रमीय प्रकार O और B के सुपरजायंट, K और M वर्ग के लाल सुपरजायंट, साथ ही आयनित हाइड्रोजन के उज्ज्वल क्षेत्रों के साथ इंटरस्टेलर गैस और धूल शामिल हैं। इसमें कम द्रव्यमान वाले मुख्य अनुक्रम तारे भी शामिल हैं, जो सूर्य के पास दिखाई देते हैं, लेकिन दूर की आकाशगंगाओं में अप्रभेद्य हैं।

जनसंख्या IIअण्डाकार और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं के साथ-साथ सर्पिलों के मध्य क्षेत्रों में और गोलाकार समूहों में मौजूद, G5 से K5 तक के लाल दिग्गज, सबजायंट्स, और शायद उप-बौने होते हैं; इसमें ग्रहीय नीहारिकाएं और नए लोगों का प्रकोप शामिल है (चित्र 3)। अंजीर में। 4 सितारों के वर्णक्रमीय प्रकारों (या रंगों) और विभिन्न आबादी में उनकी चमक के बीच संबंध को दर्शाता है।

चावल। 3. स्टार आबादी... एंड्रोमेडा नेबुला की सर्पिल आकाशगंगा की तस्वीर से पता चलता है कि जनसंख्या I के नीले दिग्गज और सुपरजाइंट्स इसकी डिस्क में केंद्रित हैं, और मध्य भाग में जनसंख्या II के लाल तारे हैं। एंड्रोमेडा नेबुला के उपग्रह भी दिखाई दे रहे हैं: आकाशगंगा NGC 205 ( तल पर) और एम 32 ( बाएं से बाएं) इस तस्वीर में सबसे चमकीले तारे हमारी गैलेक्सी के हैं।

चावल। 4. आरेख हर्ज़स्प्रंग - पुनर्विक्रय, जो तारों में वर्णक्रमीय प्रकार (या रंग) और चमक के बीच संबंध को दर्शाता है विभिन्न प्रकार... I: युवा जनसंख्या I तारे, सर्पिल भुजाओं के विशिष्ट। II: जनसंख्या I के वृद्ध सितारे; III: पुरानी जनसंख्या II तारे, गोलाकार समूहों और अण्डाकार आकाशगंगाओं के विशिष्ट।

मूल रूप से यह सोचा गया था कि अण्डाकार आकाशगंगाओं में केवल जनसंख्या II होती है, और अनियमित आकाशगंगाओं में केवल जनसंख्या I होती है। हालांकि, यह पता चला कि आकाशगंगाओं में आमतौर पर अलग-अलग अनुपात में दो तारकीय आबादी का मिश्रण होता है। विस्तृत विश्लेषणआबादी केवल कुछ आस-पास की आकाशगंगाओं के लिए संभव है, लेकिन दूर के सिस्टम के रंग और स्पेक्ट्रम के मापन से पता चलता है कि उनकी तारकीय आबादी में अंतर बाडे विचार से अधिक हो सकता है।

दूरी... दूर की आकाशगंगाओं की दूरी का मापन हमारी आकाशगंगा में तारों से दूरी के निरपेक्ष पैमाने पर आधारित है। यह कई विधियों द्वारा स्थापित किया जाता है। सबसे मौलिक त्रिकोणमितीय लंबन विधि है, जो 300 sv की दूरी तक संचालित होती है। वर्षों। शेष 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 निरपेक्ष मान और आरआर लाइरा प्रकार के चर और  सेफेई, जो निकटतम आकाशगंगाओं के लिए दूरी के प्राथमिक संकेतक बन जाते हैं जहां वे दिखाई दे रहे हैं। गोलाकार क्लस्टर, सबसे चमकीला तारेऔर इन आकाशगंगाओं की उत्सर्जन नीहारिकाएं द्वितीयक संकेतक बन जाती हैं और अधिक दूर की आकाशगंगाओं के लिए दूरी निर्धारित करना संभव बनाती हैं। अंत में, आकाशगंगाओं के व्यास और चमक को तृतीयक संकेतक के रूप में उपयोग 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 एमऔर इसका पूर्ण तारकीय परिमाण एम; यह मान ( एम - एम) को "दृश्यमान दूरी इकाई" कहा जाता है। वास्तविक दूरी का पता लगाने के लिए, इसे अंतरतारकीय धूल द्वारा प्रकाश के अवशोषण के हिसाब से सही किया जाना चाहिए। इस मामले में, त्रुटि आमतौर पर 10-20% तक पहुंच जाती है।

एक्स्ट्रागैलेक्टिक दूरी के पैमाने 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 आकाशगंगाओं के निकटतम समूहों के लिए सबसे सटीक दूरी दिखाता है। अधिक दूर की आकाशगंगाओं के लिए, अरबों प्रकाश वर्ष दूर, उनके रेडशिफ्ट से कम सटीकता के साथ दूरियों का अनुमान लगाया जाता है ( निचे देखो: रेडशिफ्ट की प्रकृति)।

चमक।आकाशगंगा की सतह की चमक को मापने से प्रति इकाई क्षेत्र में उसके तारों की कुल चमक मिलती है। केंद्र से दूरी के साथ सतह की चमक में परिवर्तन आकाशगंगा की संरचना की विशेषता है। अण्डाकार प्रणालियों, सबसे नियमित और सममित के रूप में, दूसरों की तुलना में अधिक विस्तार से अध्ययन किया गया है; सामान्य तौर पर, उन्हें एक एकल चमकदार कानून (चित्र 5,) द्वारा वर्णित किया जाता है। ए):

चावल। 5. आकाशगंगाओं में चमक वितरण. ए- अण्डाकार आकाशगंगाएँ (दिखाया गया है कि कम त्रिज्या की चौथी जड़ के आधार पर सतह की चमक का लघुगणक है ( आर / आरई) 1/4, जहां आरकेंद्र से दूरी है, और आरई प्रभावी त्रिज्या है, जिसमें आकाशगंगा की कुल चमक का आधा हिस्सा होता है); बी- लेंटिकुलर गैलेक्सी एनजीसी 1553; वी- तीन सामान्य सर्पिल आकाशगंगाएँ (प्रत्येक का बाहरी भाग सीधी रेखाएं, जो दूरी पर चमक की घातीय निर्भरता को इंगित करता है)।

लेंटिकुलर सिस्टम पर डेटा इतना पूरा नहीं है। उनकी चमक प्रोफाइल (चित्र 5, बी) अण्डाकार आकाशगंगाओं के प्रोफाइल से भिन्न हैं और इसके तीन मुख्य क्षेत्र हैं: कोर, लेंस और लिफाफा। ये प्रणालियाँ 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 सर्पिल के लिए, डिस्क की सतह की चमक परिधि की ओर तेजी से घट जाती है। माप से पता चलता है कि सर्पिल भुजाओं की चमक उतनी महान नहीं है जितनी आकाशगंगाओं की तस्वीरों को देखते समय लगती है। हथियार नीले रंग में डिस्क की चमक में 20% से अधिक और लाल रंग में बहुत कम नहीं जोड़ते हैं। उभार से चमक में योगदान कम हो जाता है एसएप्रति हस्ता(अंजीर। 5, वी).

आकाशगंगा के स्पष्ट परिमाण को मापना एमऔर इसकी दूरी मापांक निर्धारित करना ( एम - एम), निरपेक्ष मान की गणना करें एम... क्वासर को छोड़कर सबसे चमकीली आकाशगंगाएँ, एम 22, यानी। उनकी चमक सूर्य की तुलना में लगभग 100 अरब गुना अधिक है। और सबसे छोटी आकाशगंगा एम 10, यानी चमक लगभग। 10 6 सौर। आकाशगंगाओं की संख्या का वितरण एमजिसे "चमकदार कार्य" कहा जाता है, ब्रह्मांड की गांगेय आबादी की एक महत्वपूर्ण विशेषता है, लेकिन इसे सटीक रूप से निर्धारित करना आसान नहीं है।

एक निश्चित सीमित स्पष्ट परिमाण के लिए चुनी गई आकाशगंगाओं के लिए, प्रत्येक प्रकार का चमक समारोह . से अलग होता है इइससे पहले अनुसूचित जातिनीली किरणों में औसत निरपेक्ष मान के साथ लगभग गाऊसी (घंटी के आकार का) एम एम= 18.5 और प्रसरण 0.8 (चित्र 6)। लेकिन बाद के प्रकार की आकाशगंगाएँ हस्ताइससे पहले मैं हूँऔर अण्डाकार बौने कमजोर होते हैं।

अंतरिक्ष के किसी दिए गए आयतन में आकाशगंगाओं के एक पूर्ण नमूने के लिए, उदाहरण के लिए, एक क्लस्टर में, चमक कम होने के साथ चमक का कार्य तेजी से बढ़ता है, अर्थात। बौनी आकाशगंगाओं की संख्या विशाल की संख्या से कई गुना अधिक है

चावल। 6. गैलेक्सी ल्यूमिनेन्स फंक्शन. ए- नमूना एक निश्चित सीमित दृश्य मूल्य से उज्जवल है; बी- एक निश्चित बड़ी मात्रा में अंतरिक्ष में एक पूर्ण नमूना। बौने प्रणालियों की भारी संख्या पर ध्यान दें एमबी< -16.

आकार... चूंकि आकाशगंगाओं का तारकीय घनत्व और चमक धीरे-धीरे बाहर की ओर घटती जाती है, इसलिए उनके आकार का प्रश्न वास्तव में दूरबीन की क्षमताओं पर निर्भर करता है, रात की चमक की पृष्ठभूमि के खिलाफ आकाशगंगा के बाहरी क्षेत्रों की धुंधली चमक को अलग करने की क्षमता में। आकाश। आधुनिक तकनीक आकाश की चमक के 1% से कम की चमक के साथ आकाशगंगाओं के क्षेत्रों को पंजीकृत करना संभव बनाती है; यह गांगेय नाभिक की चमक से लगभग दस लाख गुना कम है। इस आइसोफोट (समान चमक की रेखाएं) के अनुसार, आकाशगंगाओं के व्यास बौने सिस्टम में कई हजार प्रकाश वर्ष से लेकर विशाल में सैकड़ों हजारों तक होते हैं। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाओं के व्यास उनकी पूर्ण चमक के साथ अच्छी तरह से संबंध रखते हैं।

वर्णक्रमीय ग्रेड और रंग।आकाशगंगा का पहला स्पेक्ट्रोग्राम - एंड्रोमेडा नेबुला, 1899 में यू स्कीनर (1858-1913) द्वारा पॉट्सडैम वेधशाला में प्राप्त किया गया था, इसकी अवशोषण लाइनों के साथ सूर्य के स्पेक्ट्रम जैसा दिखता है। आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा का बड़े पैमाने पर अध्ययन कम फैलाव (200-400 / मिमी) के साथ "तेज" स्पेक्ट्रोग्राफ के निर्माण के साथ शुरू हुआ; बाद में, इलेक्ट्रॉनिक इमेज इंटेंसिफायर के उपयोग ने फैलाव को 20–100 / मिमी तक बढ़ाना संभव बना दिया। यरकेस वेधशाला में मॉर्गन की टिप्पणियों से पता चला है कि आकाशगंगाओं की जटिल तारकीय संरचना के बावजूद, उनका स्पेक्ट्रा आमतौर पर एक निश्चित वर्ग के सितारों के स्पेक्ट्रा के करीब होता है। एइससे पहले क, और आकाशगंगा के स्पेक्ट्रम और रूपात्मक प्रकार के बीच एक ध्यान देने योग्य संबंध है। आमतौर पर वर्ग की सीमा एअनियमित आकाशगंगाएँ हैं मैं हूँऔर सर्पिल स्मूतथा हस्ता... क्लास स्पेक्ट्रा ए एफसर्पिल पर हस्तातथा अनुसूचित जाति... इससे स्थानांतरित करें अनुसूचित जातिप्रति एसबीसे स्पेक्ट्रम में बदलाव के साथ एफप्रति एफ - जीऔर सर्पिल एसबीतथा एसए, लेंटिकुलर और अण्डाकार प्रणालियों में स्पेक्ट्रा होता है जीतथा क... सच है, बाद में यह पता चला कि वर्णक्रमीय प्रकार की आकाशगंगाओं का विकिरण एवास्तव में वर्णक्रमीय प्रकार के विशाल सितारों से प्रकाश का मिश्रण होता है बीतथा क.

अवशोषण लाइनों के अलावा, कई आकाशगंगाएं उत्सर्जन रेखाएं दिखाती हैं, जैसे आकाशगंगा की उत्सर्जन नीहारिकाएं। आमतौर पर ये बामर श्रेणी की हाइड्रोजन रेखाएँ होती हैं, उदाहरण के लिए, H  पर  6563, आयनित नाइट्रोजन (एन II) के दोगुने पर  6548 और 6583 और सल्फर (एस II) पर  6717 और 6731, आयनित ऑक्सीजन (O II) पर  3726 और 3729 और दोगुना आयनित ऑक्सीजन (O III) पर  4959 और 5007। उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता आमतौर पर आकाशगंगाओं के डिस्क में गैस और सुपरजाइंट सितारों की मात्रा के साथ सहसंबद्ध 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 एसएप्रति मैं हूँ... इसके अलावा, हाइड्रोजन (एन, ओ, एस) से भारी तत्वों की उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता और, शायद, इन तत्वों की सापेक्ष बहुतायत कोर से डिस्क आकाशगंगाओं की परिधि तक घट जाती है। कुछ आकाशगंगाओं के कोर में असामान्य रूप से मजबूत उत्सर्जन रेखाएं होती हैं। 1943 में के. सीफ़र्ट खोला गया विशेष प्रकारआकाशगंगाओं के कोर में बहुत चौड़ी हाइड्रोजन रेखाएँ होती हैं, जो उच्च गतिविधि का संकेत देती हैं। इन नाभिकों की चमक और उनके स्पेक्ट्रम समय के साथ बदलते रहते हैं। सामान्य तौर पर, सेफ़र्ट आकाशगंगाओं के नाभिक क्वासर के समान होते हैं, हालांकि उतने शक्तिशाली नहीं होते हैं।

उनके रंग का अभिन्न सूचकांक आकाशगंगाओं के रूपात्मक अनुक्रम के साथ बदलता है ( बी - वी), अर्थात। नीले रंग में आकाशगंगा के परिमाण के बीच का अंतर बीऔर पीला वीकिरणें। सामान्य दरमुख्य प्रकार की आकाशगंगाओं के रंग इस प्रकार हैं:

इस पैमाने पर, 0.0 से मेल खाती है सफेद, 0.5 - पीला, 1.0 - लाल।

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

घूर्णन और द्रव्यमान।केंद्र से गुजरने वाली धुरी के चारों ओर आकाशगंगा के घूमने से इसके स्पेक्ट्रम में रेखाओं की तरंग दैर्ध्य में परिवर्तन होता है: आकाशगंगा के क्षेत्रों से हमारे पास आने वाली रेखाएँ स्पेक्ट्रम के बैंगनी भाग में स्थानांतरित हो जाती हैं, और उन से घटती हुई, लाल करने के लिए (चित्र। 7)। डॉपलर सूत्र के अनुसार रेखा तरंगदैर्घ्य में आपेक्षिक परिवर्तन होता है  / = वी आर / सी, कहां सीप्रकाश की गति है, और वी आररेडियल वेग है, अर्थात्। दृष्टि की रेखा के साथ स्रोत वेग का घटक। आकाशगंगाओं के केंद्रों के चारों ओर सितारों की कक्षीय अवधि सैकड़ों करोड़ वर्ष है, और उनकी कक्षीय गति 300 किमी / सेकंड तक पहुंचती है। आमतौर पर, डिस्क की घूर्णन गति अपने अधिकतम मान तक पहुंच जाती है ( वी एम) केंद्र से कुछ दूरी पर ( आर एम), और फिर घट जाती है (चित्र 8)। हमारी आकाशगंगा वी एम= 230 किमी / सेकंड की दूरी पर आर एम= 40 हजार प्रकाश केंद्र से वर्ष:

चावल। 7. आकाशगंगा की वर्णक्रमीय रेखाएंअक्ष के चारों ओर घूमना एन, जब स्पेक्ट्रोग्राफ भट्ठा अक्ष के साथ उन्मुख होता है अब... आकाशगंगा के घटते किनारे से रेखा ( बी) लाल पक्ष (R) की ओर विक्षेपित होता है, और निकटवर्ती किनारे से ( ए) - पराबैंगनी (यूवी) के लिए।

चावल। 8. गैलेक्सी रोटेशन कर्व... घूर्णन गति वी r अपने अधिकतम मान तक पहुँच जाता है वीएम दूरी पर आरएम आकाशगंगा के केंद्र से और फिर धीरे-धीरे घटती जाती है।

आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा में अवशोषण और उत्सर्जन रेखाओं का आकार समान होता है, इसलिए डिस्क में तारे और गैस एक ही दिशा में समान गति से घूमते हैं। जब डिस्क में डार्क डस्ट लेन का स्थान यह समझना संभव बनाता है कि आकाशगंगा का कौन सा किनारा हमारे करीब है, तो हम सर्पिल भुजाओं के मुड़ने की दिशा का पता लगा सकते हैं: अध्ययन की गई सभी आकाशगंगाओं में, वे पिछड़ रही हैं, अर्थात केंद्र से दूर जाने पर भुजा घूर्णन की दिशा के विपरीत दिशा में मुड़ी हुई 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 आकाशगंगा के द्रव्यमान को तारे की कक्षा के अंदर प्राप्त करते हैं: एम = आरवी आर 2 /जी, कहां जी- निरंतर गुरुत्वाकर्षण। परिधीय तारों की गति का विश्लेषण हमें कुल द्रव्यमान का अनुमान लगाने की अनुमति देता है। हमारी गैलेक्सी का द्रव्यमान लगभग है। 210 11 सौर द्रव्यमान, एंड्रोमेडा नेबुला 410 11, बड़ा मैगेलैनिक बादल - 1510 9। डिस्क आकाशगंगाओं का द्रव्यमान उनकी चमक के लगभग समानुपाती होता है ( ली), तो अनुपात एम / एलउनके पास लगभग समान है और नीली किरणों में चमक के बराबर है एम / एल 5 सूर्य के द्रव्यमान और चमक की इकाइयों में।

एक गोलाकार आकाशगंगा के द्रव्यमान का अनुमान उसी तरह लगाया जा सकता है, जैसे डिस्क के घूमने की गति के बजाय आकाशगंगा में तारों की अराजक गति की गति को लेकर (  वी), जिसे वर्णक्रमीय रेखाओं की चौड़ाई से मापा जाता है और इसे वेग फैलाव कहा जाता है: एम  आर वी 2 /जी, कहां आरआकाशगंगा की त्रिज्या है (वायरल प्रमेय)। अण्डाकार आकाशगंगाओं में तारकीय वेगों का फैलाव आमतौर पर 50 से 300 किमी / सेकंड तक होता है, और बौने प्रणालियों में 10 9 सौर द्रव्यमान से लेकर विशाल में 10 12 तक का द्रव्यमान होता है।

रेडियो उत्सर्जनआकाशगंगा की खोज के. यांस्की ने 1931 में की थी। आकाशगंगा का पहला रेडियो मानचित्र 1945 में जी. रेबर द्वारा प्राप्त किया गया था। यह विकिरण तरंग दैर्ध्य की एक विस्तृत श्रृंखला में आता है।  या आवृत्तियों  = सी/ , कई मेगाहर्ट्ज़ से (  100 मीटर) दसियों गीगाहर्ट्ज़ तक (  1 सेमी), और इसे "निरंतर" कहा जाता है। इसके लिए कई भौतिक प्रक्रियाएं जिम्मेदार हैं, जिनमें से सबसे महत्वपूर्ण इंटरस्टेलर इलेक्ट्रॉनों का सिंक्रोट्रॉन विकिरण है जो एक कमजोर इंटरस्टेलर चुंबकीय क्षेत्र में प्रकाश की गति से लगभग गति से आगे बढ़ रहा है। 1950 में, एंड्रोमेडा नेबुला से आर. ब्राउन और के. हैज़र्ड (जोड्रेल बैंक, इंग्लैंड) द्वारा 1.9 मीटर की तरंग दैर्ध्य पर निरंतर विकिरण की खोज की गई थी, और फिर कई अन्य आकाशगंगाओं से। हमारी या एम 31 जैसी सामान्य आकाशगंगाएं रेडियो तरंगों के कमजोर स्रोत हैं। वे रेडियो फ्रीक्वेंसी रेंज में अपनी ऑप्टिकल शक्ति का मुश्किल से दस लाखवां हिस्सा उत्सर्जित करते हैं। लेकिन कुछ असामान्य आकाशगंगाओं में यह विकिरण अधिक प्रबल होता है। निकटतम "रेडियो आकाशगंगा" कन्या ए (एम 87), सेंटूर ए (एनजीसी 5128) और पर्सियस ए (एनजीसी 1275) में ऑप्टिकल से 10 -4 10-3 की रेडियो चमक है। और दुर्लभ वस्तुओं के लिए, जैसे कि सिग्नस ए रेडियो आकाशगंगा, यह अनुपात एकता के करीब है। इस शक्तिशाली रेडियो स्रोत की खोज के कुछ साल बाद ही इससे जुड़ी एक फीकी आकाशगंगा का पता लगाना संभव हो पाया था। कई फीके रेडियो स्रोत, जो शायद दूर की आकाशगंगाओं से जुड़े हैं, अभी तक ऑप्टिकल वस्तुओं के साथ पहचाने नहीं गए हैं।

एंड्रोमेडा एक आकाशगंगा है जिसे M31 और NGC224 के नाम से भी जाना जाता है। यह पृथ्वी से लगभग 780 kp (2.5 मिलियन प्रकाश वर्ष) की दूरी पर स्थित एक सर्पिल संरचना है।

एंड्रोमेडा आकाशगंगा के सबसे निकट आकाशगंगा है। इसका नाम इसी नाम की पौराणिक राजकुमारी के नाम पर रखा गया है। 2006 में किए गए अवलोकनों से यह निष्कर्ष निकला कि यहां लगभग एक ट्रिलियन तारे हैं - मिल्की वे से कम से कम दुगना, जहां लगभग 200-400 बिलियन हैं। वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि मिल्की वे और एंड्रोमेडा आकाशगंगा की टक्कर होगी लगभग 3.75 अरब 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।

तस्वीर एंड्रोमेडा दिखाती है। आकाशगंगा में नीली और सफेद धारियां हैं। वे इसके चारों ओर वलय बनाते हैं और गर्म, गर्म, विशाल तारों को ढक लेते हैं। गहरे नीले-भूरे रंग की धारियाँ इन चमकीले वलयों की पृष्ठभूमि के विपरीत तीव्र रूप से विपरीत होती हैं और उन क्षेत्रों को दिखाती हैं जहाँ घने बादल कोकून में तारे का निर्माण अभी शुरू हो रहा है। जब स्पेक्ट्रम के दृश्य भाग में देखा जाता है, तो एंड्रोमेडा के छल्ले सर्पिल भुजाओं की तरह दिखते हैं। पराबैंगनी स्पेक्ट्रम में, ये संरचनाएं रिंग संरचनाओं की तरह अधिक होती हैं। उन्हें पहले नासा के टेलीस्कोप द्वारा खोजा गया था। ज्योतिषियों का मानना ​​​​है कि ये छल्ले 200 मिलियन साल पहले एक पड़ोसी के साथ टकराव के परिणामस्वरूप आकाशगंगा के गठन का संकेत देते हैं।

आकाशगंगा 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 तारे आपस में टकराएंगे, क्योंकि उनके बीच की दूरी बहुत बड़ी है। वास्तविकता में क्या होगा, इसके बारे में वैज्ञानिकों के पास अभी भी अस्पष्ट विचार हैं। लेकिन भविष्य के नवजात शिशु के लिए एक नाम का आविष्कार पहले ही हो चुका है। मिल्कोमेडा - इस तरह से वैज्ञानिक एक विशाल आकाशगंगा को कहते हैं जो अभी तक पैदा नहीं हुई है।

टकराने वाले तारे

एंड्रोमेडा 1 ट्रिलियन सितारों (1012) और मिल्की वे 1 बिलियन (3 * 1011) वाली आकाशगंगा है। हालांकि, आकाशीय पिंडों के टकराने की संभावना नगण्य है, क्योंकि उनके बीच बहुत बड़ी दूरी है। उदाहरण के लिए, सूर्य के सबसे निकट का तारा, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, 4.2 प्रकाश वर्ष (4 * 1013 किमी), या सूर्य के व्यास के 30 मिलियन (3 * 107) गुना की दूरी पर स्थित है। कल्पना कीजिए कि हमारा प्रकाशमान एक टेबल टेनिस बॉल है। तब प्रॉक्सिमा सेंटॉरी इससे 1100 किमी की दूरी पर स्थित मटर की तरह दिखाई देगी, और मिल्की वे स्वयं 30 मिलियन किमी की चौड़ाई में फैल जाएगी। यहां तक ​​​​कि आकाशगंगा के केंद्र में तारे (और विशेष रूप से उनका सबसे बड़ा समूह) 160 बिलियन (1.6 * 1011) किमी के अंतराल पर स्थित हैं। यह प्रत्येक 3.2 किमी के लिए एक टेबल टेनिस बॉल की तरह है। इसलिए, आकाशगंगाओं के विलीन होने पर किन्हीं दो तारों के टकराने की संभावना बहुत कम है।

ब्लैक होल का टकराव

एंड्रोमेडा गैलेक्सी और मिल्की वे में केंद्रीय सुपरमैसिव ब्लैक होल हैं: धनु A (3.6 * 106 सौर द्रव्यमान) और गैलेक्टिक कोर के P2 क्लस्टर के अंदर एक वस्तु। ये ब्लैक होल नवगठित आकाशगंगा के केंद्र के पास एक बिंदु पर अभिसरण करेंगे, कक्षीय ऊर्जा को सितारों में स्थानांतरित करेंगे, जो अंततः उच्च प्रक्षेपवक्र में स्थानांतरित हो जाएंगे। उपरोक्त प्रक्रिया में लाखों वर्ष लग सकते हैं। जब ब्लैक होल एक-दूसरे के एक प्रकाश वर्ष के भीतर करीब आते 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 फेंका जा सकता है, फिर यह एक ब्लैक होल के पास से गुजरेगा और मिल्कोमेडा की सीमाओं से बाहर निकल जाएगा।

सिद्धांत की पुष्टि

एंड्रोमेडा गैलेक्सी लगभग 110 किमी प्रति सेकंड की रफ्तार से हमारे पास आ रही है। 2012 तक, यह जानने का कोई तरीका नहीं था कि टक्कर होगी या नहीं। हबल स्पेस टेलीस्कोप ने वैज्ञानिकों को यह निष्कर्ष निकालने में मदद की कि यह लगभग अपरिहार्य है। 2002 से 2010 तक एंड्रोमेडा की गतिविधियों पर नज़र रखने के बाद, यह निष्कर्ष निकाला गया कि टक्कर लगभग 4 अरब वर्षों में होगी।

इसी तरह की घटनाएं अंतरिक्ष में व्यापक हैं। उदाहरण के लिए, माना जाता है कि एंड्रोमेडा ने अतीत में कम से कम एक आकाशगंगा के साथ बातचीत की थी। और कुछ बौनी आकाशगंगाएँ, जैसे कि SagDEG, से टकराती रहती हैं आकाशगंगाएक एकीकृत शिक्षा का निर्माण।

शोध से यह भी पता चलता है कि M33, या त्रिकोणीय गैलेक्सी - स्थानीय समूह का तीसरा सबसे बड़ा और सबसे चमकीला सदस्य - भी इस आयोजन में भाग लेगा। इसका सबसे संभावित भाग्य विलय के बाद बनी वस्तु की कक्षा में प्रवेश होगा, और दूर के भविष्य में - अंतिम एकीकरण। हालांकि, एंड्रोमेडा के आने से पहले मिल्की वे के साथ M33 की टक्कर, या हमारे सौर मंडल को स्थानीय समूह की सीमाओं से बाहर फेंक दिया जाएगा, को बाहर रखा गया है।

सौर मंडल का भाग्य

हार्वर्ड के वैज्ञानिकों का तर्क है कि आकाशगंगाओं के एकीकरण का समय एंड्रोमेडा की स्पर्शरेखा गति पर निर्भर करेगा। गणना के आधार पर, यह निष्कर्ष निकाला गया कि विलय के दौरान सौर मंडल को आकाशगंगा के केंद्र में वर्तमान दूरी से तीन गुना दूरी पर वापस फेंकने की 50% संभावना है। यह स्पष्ट नहीं है कि एंड्रोमेडा आकाशगंगा कैसे व्यवहार करेगी। ग्रह पृथ्वी भी खतरे में है। वैज्ञानिकों का कहना है कि लगभग 12% संभावना है कि टक्कर के कुछ समय बाद हमें अपने पूर्व "घर" की सीमाओं से बाहर फेंक दिया जाएगा। लेकिन यह घटना, सबसे अधिक संभावना है, सौर मंडल पर मजबूत प्रतिकूल प्रभाव पैदा नहीं करेगी, और खगोलीय पिंडनष्ट नहीं किया जाएगा।

यदि हम ग्रहीय इंजीनियरिंग को छोड़ दें, तो जब तक आकाशगंगाएँ टकराती हैं, तब तक पृथ्वी की सतह बहुत गर्म हो चुकी होगी और पानी वाली अवस्था में उस पर पानी नहीं बचेगा, जिसका अर्थ है जीवन नहीं।

संभावित दुष्प्रभाव

जब दो सर्पिल आकाशगंगाएँ विलीन हो जाती हैं, तो उनकी डिस्क पर मौजूद हाइड्रोजन सिकुड़ जाती है। नए सितारों का तीव्र गठन शुरू होता है। उदाहरण के लिए, यह अंतःक्रियात्मक 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 थोड़ी सी गैस रहेगी। स्टार गठन इतना संतृप्त नहीं होगा, हालांकि क्वासर का न्यूक्लियेशन पूरी तरह से संभव है।

परिणाम मर्ज करें

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

एंड्रोमेडा के बारे में तथ्य

एंड्रोमेडा स्थानीय समूह की सबसे बड़ी आकाशगंगा है। लेकिन शायद सबसे विशाल नहीं। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि मिल्की वे में अधिक डार्क मैटर केंद्रित है, और यह विशेष रूप से हमारी आकाशगंगा को और अधिक विशाल बनाता है। इसी तरह की संरचनाओं की उत्पत्ति और विकास को समझने के लिए वैज्ञानिक एंड्रोमेडा का अध्ययन करेंगे, क्योंकि यह हमारे लिए निकटतम सर्पिल आकाशगंगा है। पृथ्वी से एंड्रोमेडा अद्भुत दिखता है। कई लोग उसकी तस्वीर लेने का प्रबंधन भी करते हैं। एंड्रोमेडा में एक बहुत घना गैलेक्टिक कोर है। इसके केंद्र में न केवल विशाल तारे हैं, बल्कि इसके मूल में कम से कम एक सुपरमैसिव ब्लैक होल भी है। 2 पड़ोसी आकाशगंगाओं: M32 और M110 के साथ गुरुत्वाकर्षण संपर्क के परिणामस्वरूप इसकी सर्पिल भुजाएँ मुड़ी हुई हैं। एंड्रोमेडा के अंदर कम से कम 450 गोलाकार तारा समूह घूमते हैं। उनमें से कुछ सबसे घने पाए गए हैं। एंड्रोमेडा गैलेक्सी सबसे दूर की वस्तु है जिसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है। आपको चाहिये होगा अच्छी बातदृश्यता और न्यूनतम उज्ज्वल प्रकाश।

अंत में, मैं पाठकों को सलाह देना चाहूंगा कि वे अधिक बार तारों वाले आकाश की ओर अपनी निगाहें उठाएं। यह बहुत कुछ नया और अज्ञात संग्रहीत करता है। सप्ताहांत पर जगह देखने के लिए कुछ खाली समय निकालें। आकाश में एंड्रोमेडा गैलेक्सी को अवश्य देखना चाहिए।

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

एंड्रोमेडा नेबुला हमसे सबसे दूर की अंतरिक्ष वस्तु है, जिसे तारों वाले आकाश (उत्तरी गोलार्ध) में शहरी प्रकाश व्यवस्था की स्थिति में भी नग्न आंखों से देखा जा सकता है - यह एक चमकदार धुंधले अंडाकार जैसा दिखता है। यह याद रखना चाहिए कि इस तथ्य के कारण कि एंड्रोमेडा आकाशगंगा से प्रकाश 2.5 मिलियन वर्षों तक हमारे पास जाता है, हम इसे 2.5 मिलियन वर्ष पहले के रूप में देखते हैं, और हम नहीं जानते 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 के करीब आ रहे हैं। लगभग 3-4 अरब वर्षों में, यह संभव है कि वे टकराएँ और फिर वे एक विशाल आकाशगंगा में विलीन हो जाएँ। जो लोग इस टक्कर के परिणामस्वरूप सौर मंडल के भाग्य के बारे में चिंतित हैं, हम आश्वस्त करने के लिए जल्दबाजी करते हैं: सूर्य और ग्रहों पर कोई प्रभाव नहीं होगा, सबसे अधिक संभावना है। आकाशगंगाओं के विलय की प्रक्रिया विनाशकारी तारकीय टकराव के साथ नहीं होती है, क्योंकि सितारों के बीच की दूरी स्वयं सितारों के आकार की तुलना में बहुत बड़ी होती है।

हालांकि, किसी को यह नहीं सोचना चाहिए कि लाखों वर्षों में फैली आकाशगंगाओं के विलय की प्रक्रिया नाटकीय प्रभावों के बिना होती है। जब दो आकाशगंगाएँ एक-दूसरे के पास पहुँचती हैं, तो अंतरतारकीय गैस के बादल सबसे पहले स्पर्श करते हैं। तीव्र अंतर्प्रवेश के कारण उनका घनत्व तेजी से बढ़ता है, वे गर्म होते हैं, और बढ़ता दबाव इन गैसों और धूल के बादलों को नए तारों के निर्माण के लिए केंद्रों में बदल देता है। तारे के निर्माण की एक हिंसक, विस्फोटक प्रक्रिया शुरू होती है, जिसमें भड़कना, विस्फोट और धूल और गैस के राक्षसी रूप से विस्तारित जेट की अस्वीकृति होती है।

हालाँकि, हमारे पड़ोसियों के पास वापस। हमारे लिए दूसरी निकटतम सर्पिल आकाशगंगा M33 है। यह तारामंडल त्रिभुज में स्थित है और हमसे 2.4 मिलियन प्रकाश वर्ष दूर है। व्यास में, यह आकाशगंगा से 2 गुना छोटा और एंड्रोमेडा आकाशगंगा से 4 गुना छोटा है। उसे नंगी आंखों से भी देखा जा सकता है, लेकिन केवल अमावस्या की रात और शहर के बाहर। यह त्रिभुज के α और मीन राशि के के बीच एक नीरस, धुंधले धब्बे जैसा दिखता है।

हमारे निकटतम पड़ोस में अन्य सभी आकाशगंगाएँ बौनी अण्डाकार और अनियमित आकाशगंगाएँ हैं। पास की अनियमित आकाशगंगाओं में से दो सबसे अधिक रुचिकर हैं: बड़े और छोटे मैगेलैनिक बादल.

मैगेलैनिक बादल हमारी आकाशगंगा के उपग्रह हैं। वे नग्न आंखों को भी दिखाई देते हैं, हालांकि, केवल दक्षिणी गोलार्ध में। बड़ा मैगेलैनिक बादल डोरैडो नक्षत्र में स्थित है। यह हमसे 170 हजार प्रकाश वर्ष (50 किलोपारसेक) दूर है, इसका व्यास 20 हजार प्रकाश वर्ष है और इसमें लगभग 30 अरब तारे हैं। अनियमित आकाशगंगाओं के प्रकार से संबंधित होने के बावजूद, बड़े मैगेलैनिक बादल की संरचना पार की हुई सर्पिल आकाशगंगाओं के करीब है। इसमें आकाशगंगा में ज्ञात सभी प्रकार के तारे शामिल हैं। लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में एक और दिलचस्प वस्तु की खोज की गई - 700 प्रकाश वर्ष की लंबाई के साथ ज्ञात गैस और धूल परिसरों में सबसे चमकदार - टारेंटयुला नीहारिका, हिंसक तारा निर्माण का केंद्र।

छोटा मैगेलैनिक बादल बड़े से 3 गुना छोटा है और एक पार की हुई सर्पिल आकाशगंगा जैसा दिखता है। यह डोरैडो के निकट तारामंडल टूकेन में स्थित है। हमसे इस आकाशगंगा की दूरी 210 हजार प्रकाश वर्ष (60 किलोपारसेक) है।

मैगेलैनिक बादल तटस्थ हाइड्रोजन के एक सामान्य खोल से घिरे होते हैं जिसे मैगेलैनिक सिस्टम कहा जाता है।

मैगेलैनिक बादल दोनों शिकार हैं गांगेय नरभक्षणआकाशगंगा की ओर से: हमारी आकाशगंगा का गुरुत्वाकर्षण प्रभाव धीरे-धीरे उन्हें नष्ट कर देता है और इन आकाशगंगाओं के पदार्थ को आकर्षित करता है। इसलिए और अनियमित आकारमैगेलैनिक बादल। विशेषज्ञों का मानना ​​है कि ये धीरे-धीरे गायब होने की प्रक्रिया में दो छोटी आकाशगंगाओं के अवशेष हैं। खगोलविदों के अनुसार, अगले 10 अरब वर्षों में, आकाशगंगा मैगेलैनिक बादलों के सभी पदार्थों को पूरी तरह से अवशोषित कर लेगी। मैगेलैनिक बादलों के बीच, इसी तरह की प्रक्रियाएं होती हैं: अपने गुरुत्वाकर्षण के कारण, बड़े मैगेलैनिक बादल छोटे मैगेलैनिक बादल से लाखों सितारों को "चोरी" करते हैं। शायद यह तथ्य टारेंटयुला नेबुला में उच्च तारा-निर्माण गतिविधि की व्याख्या करता है: यह क्षेत्र गैस प्रवाह के मार्ग में स्थित है, जो छोटे से बड़े मैगेलैनिक बादल के गुरुत्वाकर्षण द्वारा खींचा जाता है।

इस प्रकार, हमारी आकाशगंगा के आसपास क्या हो रहा है, इसके उदाहरण का उपयोग करते हुए, आप फिर से आश्वस्त हो सकते हैं कि आकाशगंगाओं का विलय और छोटी आकाशगंगाओं का बड़ी आकाशगंगाओं द्वारा अवशोषण आकाशगंगा के जीवन में काफी सामान्य घटना है।

हमारी गैलेक्सी, एंड्रोमेडा गैलेक्सी और त्रिकोणीय गैलेक्सी गुरुत्वाकर्षण बातचीत से जुड़ी आकाशगंगाओं का एक समूह बनाती है। वे उसे बुलाते हैं आकाशगंगाओं का स्थानीय समूह... स्थानीय समूह 1.5 मेगापार्सेक भर में है। तीन बड़ी सर्पिल आकाशगंगाओं के अलावा, स्थानीय समूह में 50 से अधिक बौनी और अनियमित (आकार में) आकाशगंगाएँ शामिल हैं। तो, एंड्रोमेडा आकाशगंगा में कम से कम 19 उपग्रह आकाशगंगाएँ हैं, हमारी आकाशगंगा 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

एक्स्ट्रागैलेक्टिक नेबुला या द्वीप ब्रह्मांड, विशाल तारकीय सिस्टम जिनमें इंटरस्टेलर गैस और धूल भी शामिल है। सौर मंडल हमारी आकाशगंगा आकाशगंगा का हिस्सा है। सभी बाहरी स्थान उस सीमा तक जहाँ वे प्रवेश कर सकते हैं ... ... कोलियर का विश्वकोश

विशाल (सैकड़ों अरबों सितारों तक) तारा प्रणाली; इनमें शामिल हैं, विशेष रूप से, हमारी गैलेक्सी। आकाशगंगाओं को अण्डाकार (E), सर्पिल (S) और अनियमित (Ir) में वर्गीकृत किया गया है। निकटतम आकाशगंगाएँ मैगेलैनिक बादल (Ir) और निहारिका हैं ... ... विश्वकोश शब्दकोश

हमारे स्टार सिस्टम गैलेक्सी (गैलेक्सी देखें) के समान विशाल स्टार सिस्टम, जिसमें सौर मंडल शामिल है। (शब्द "आकाशगंगा", "आकाशगंगा" शब्द के विपरीत, एक छोटे अक्षर के साथ लिखा गया है।) अप्रचलित शीर्षकजी।… …

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आकाशगंगाओं- विशाल तारकीय प्रणालियाँ जिनमें सितारों की संख्या दसियों से लेकर सैकड़ों अरबों तक होती है। आधुनिक अनुमानज्ञात मेटागैलेक्सी में लगभग 150 मिलियन आकाशगंगाएँ देते हैं। आकाशगंगाओं को अण्डाकार में विभाजित किया गया है (खगोल विज्ञान में अक्षर E द्वारा दर्शाया गया है), ... ... आधुनिक प्राकृतिक विज्ञान की शुरुआत

विशाल (सैकड़ों अरबों सितारों तक) तारा प्रणाली; इनमें शामिल हैं, विशेष रूप से, हमारी गैलेक्सी। जी. को अण्डाकार में विभाजित किया गया है। (ई), सर्पिल (एस) और अनियमित (आईआर)। हमारे सबसे नजदीक जी मैगेलैनिक क्लाउड्स (आईआर) और एंड्रोमेडा नेबुला (एस)। जी।… … प्राकृतिक विज्ञान। विश्वकोश शब्दकोश

व्हर्लपूल गैलेक्सी (M51) और उसका साथी NGC 5195। किट पीक वेधशाला का फोटो। इंटरैक्टिंग आकाशगंगाएं अंतरिक्ष में स्थित आकाशगंगाएं हैं जो पारस्परिक गुरुत्वाकर्षण के लिए काफी करीब हैं ... विकिपीडिया

स्टार सिस्टम जो सर्पिल और अण्डाकार से आकार में भिन्न होते हैं, अराजकता में। कभी-कभी N. g., जिनका कोई स्पष्ट आकार नहीं होता, अनाकार होते हैं। इनमें धूल के मिश्रण वाले तारे होते हैं, जबकि अधिकांश N. g. ... ... बड़े सोवियत विश्वकोश

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पुस्तकें

• आकाशगंगाएँ, वेटा अवेदिसोवा, व्लादिमीर जॉर्जिएविच सुर्डिन, दिमित्री ज़िगफ्रिडोविच वाइब। "खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी" श्रृंखला की चौथी पुस्तक में एक सिंहावलोकन है आधुनिक विचारविशाल तारा प्रणालियों के बारे में - आकाशगंगाएँ। यह आकाशगंगाओं की खोज के इतिहास के बारे में बताता है, उनके बारे में...
• आकाशगंगाएँ, सुरडिन वीजी। "खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी" श्रृंखला की चौथी पुस्तक में विशाल तारकीय प्रणालियों - आकाशगंगाओं की आधुनिक अवधारणाओं का अवलोकन है। यह आकाशगंगाओं की खोज के इतिहास के बारे में बताता है, उनके बारे में...