આકાશગંગાની નજીકની તારાવિશ્વો. આપણા સૌથી નજીકના પડોશીઓ કઈ તારાવિશ્વો છે?

ગેલેક્સીઓ, તારાઓ અને ગ્રહો કેવી રીતે અને ક્યારે દેખાયા હશે તે સમજવાથી, વૈજ્ઞાનિકો બ્રહ્માંડના મુખ્ય રહસ્યોમાંથી એકને ઉકેલવાની નજીક છે. તેઓ દાવો કરે છે કે મહાવિસ્ફોટના પરિણામે - અને તે, જેમ કે આપણે પહેલેથી જ જાણીએ છીએ, 15-20 અબજ વર્ષો પહેલા થયું હતું (જુઓ "વિજ્ઞાન અને જીવન" નંબર) - બરાબર તે પ્રકારની સામગ્રી કે જેમાંથી અવકાશી પદાર્થો અને તેમના ક્લસ્ટરો ઉદ્ભવ્યા હતા. પાછળથી રચના કરી શકાય છે.

લીરા નક્ષત્રમાં પ્લેનેટરી ગેસ નેબ્યુલા રિંગ.

વૃષભ નક્ષત્રમાં ક્રેબ નેબ્યુલા.

ગ્રેટ ઓરિઅન નેબ્યુલા.

વૃષભ નક્ષત્રમાં Pleiades સ્ટાર ક્લસ્ટર.

એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા એ આપણા ગેલેક્સીના સૌથી નજીકના પડોશીઓમાંનું એક છે.

આપણા ગેલેક્સીના ઉપગ્રહો તારાઓના ગેલેક્ટીક ક્લસ્ટરો છે: નાના (ઉપર) અને મોટા મેગેલેનિક વાદળો.

વિશાળ ધૂળની ગલી સાથે સેન્ટૌરસ નક્ષત્રમાં એક લંબગોળ આકાશગંગા. તેને કેટલીકવાર સિગાર કહેવામાં આવે છે.

શક્તિશાળી ટેલિસ્કોપ દ્વારા પૃથ્વી પરથી દેખાતી સૌથી મોટી સર્પાકાર તારાવિશ્વોમાંની એક.

વિજ્ઞાન અને જીવન // ચિત્રો

આપણી ગેલેક્સી - આકાશગંગા - અબજો તારાઓ ધરાવે છે, અને તે બધા તેના કેન્દ્રની આસપાસ ફરે છે. આ વિશાળ ગેલેક્ટીક કેરોયુઝલમાં માત્ર તારાઓ જ ફરતા નથી. ધુમ્મસવાળા ફોલ્લીઓ અથવા નિહારિકાઓ પણ છે. તેમાંથી ઘણા નરી આંખે દેખાતા નથી. વિચારીએ તો જુદી વાત છે તારા જડિત આકાશદૂરબીન અથવા દૂરબીન દ્વારા. આપણે કેવા પ્રકારનું કોસ્મિક ધુમ્મસ જોશું? તારાઓના દૂરના નાના જૂથો કે જે વ્યક્તિગત રીતે જોઈ શકતા નથી, અથવા કંઈક સંપૂર્ણપણે, સંપૂર્ણપણે અલગ?

આજે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ જાણે છે કે ચોક્કસ નિહારિકા શું છે. તે બહાર આવ્યું છે કે તેઓ સંપૂર્ણપણે અલગ છે. ત્યાં નિહારિકાઓ છે જેમાં ગેસનો સમાવેશ થાય છે, તેઓ તારાઓ દ્વારા પ્રકાશિત થાય છે. તેઓ ઘણીવાર ગોળાકાર આકારના હોય છે, તેથી જ તેમને ગ્રહો કહેવામાં આવે છે. આમાંના ઘણા નિહારિકાઓ વૃદ્ધ મોટા તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ દ્વારા રચાયા હતા. સુપરનોવાના "ધુમ્મસવાળું અવશેષ" નું ઉદાહરણ (તે શું છે તે વિશે પછીથી વાત કરીશું) વૃષભ નક્ષત્રમાં ક્રેબ નેબ્યુલા છે. આ કરચલા આકારની નિહારિકા એકદમ યુવાન છે. તે નિશ્ચિતપણે જાણીતું છે કે તેણીનો જન્મ 1054 માં થયો હતો. ત્યાં નિહારિકાઓ છે જે ઘણી મોટી છે, તેમની ઉંમર દસ અને હજારો વર્ષ છે.

પ્લેનેટરી નેબ્યુલા અને એકવાર વિસ્ફોટ થયેલા સુપરનોવાના અવશેષોને સ્મારક નિહારિકા કહી શકાય. પરંતુ અન્ય નિહારિકાઓ પણ જાણીતા છે, જેમાં તારાઓ બહાર જતા નથી, પરંતુ, તેનાથી વિપરીત, જન્મે છે અને વધે છે. જેમ કે, ઉદાહરણ તરીકે, ઓરિઅન નક્ષત્રમાં દેખાતી નિહારિકા છે, તેને ગ્રેટ ઓરિઅન નેબ્યુલા કહેવામાં આવે છે.

નિહારિકા, જે તારાઓના સમૂહ છે, તે તેમનાથી સંપૂર્ણપણે અલગ હોવાનું બહાર આવ્યું છે. નક્ષત્ર વૃષભમાં પ્લીઆડેસ ક્લસ્ટર નરી આંખે સ્પષ્ટપણે દેખાય છે. તેને જોતા, કલ્પના કરવી મુશ્કેલ છે કે આ વાયુનો વાદળ નથી, પરંતુ સેંકડો અને હજારો તારાઓ છે. સેંકડો હજારો, અથવા તો લાખો તારાઓના "સમૃદ્ધ" ક્લસ્ટરો પણ છે! આવા તારાઓની "બોલ્સ" ને ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટર કહેવામાં આવે છે. આકાશગંગાની આજુબાજુ આવા "ટેન્ગલ્સ" ની સંપૂર્ણ રેટીન્યુ છે.

પૃથ્વી પરથી દેખાતા મોટાભાગના સ્ટાર ક્લસ્ટરો અને નિહારિકાઓ, આપણાથી ખૂબ મોટા અંતરે સ્થિત હોવા છતાં, હજુ પણ આપણી ગેલેક્સી સાથે સંબંધિત છે. દરમિયાન, ત્યાં ખૂબ જ દૂરના નેબ્યુલસ સ્પોટ્સ છે જે સ્ટાર ક્લસ્ટર અથવા નેબ્યુલા નહીં, પરંતુ સમગ્ર તારાવિશ્વો હોવાનું બહાર આવ્યું છે!

આપણો સૌથી પ્રસિદ્ધ ગેલેક્ટીક પાડોશી એંડ્રોમેડા નક્ષત્રમાં એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા છે. જ્યારે નરી આંખે જોવામાં આવે છે, ત્યારે તે અસ્પષ્ટ અસ્પષ્ટતા તરીકે દેખાય છે. અને મોટા ટેલિસ્કોપ વડે લીધેલા ફોટોગ્રાફ્સમાં એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા એક સુંદર ગેલેક્સી તરીકે દેખાય છે. ટેલિસ્કોપ દ્વારા, આપણે તેને બનાવેલા ઘણા તારાઓ જ નહીં, પણ કેન્દ્રમાંથી નીકળતી તારાઓની શાખાઓ પણ જોઈએ છીએ, જેને "સર્પાકાર" અથવા "સ્લીવ્ઝ" કહેવામાં આવે છે. કદમાં, આપણો પાડોશી આકાશગંગા કરતા પણ મોટો છે, તેનો વ્યાસ લગભગ 130 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે.

એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા એ સૌથી નજીકની અને સૌથી મોટી જાણીતી સર્પાકાર આકાશગંગા છે. પ્રકાશનો કિરણ તેમાંથી પૃથ્વી પર "માત્ર" લગભગ બે મિલિયન પ્રકાશ વર્ષો જાય છે. તેથી, જો આપણે "એન્ડ્રોમેડન્સ" ને તેજસ્વી સ્પોટલાઇટ સાથે હોંકિંગ કરીને અભિવાદન કરવા માંગતા હોય, તો તેઓ લગભગ બે મિલિયન વર્ષો પછી અમારા પ્રયત્નો વિશે જાણશે! અને તેમના તરફથી જવાબ એ જ સમય પછી, એટલે કે આગળ-પાછળ - આશરે ચાર મિલિયન વર્ષો પછી આપણી પાસે આવ્યો હશે. આ ઉદાહરણ એ કલ્પના કરવામાં મદદ કરે છે કે એન્ડ્રોમેડા નિહારિકા આપણા ગ્રહથી કેટલી દૂર છે.

એન્ડ્રોમેડા નિહારિકાના ફોટોગ્રાફ્સમાં, માત્ર ગેલેક્સી જ નહીં, પરંતુ તેના કેટલાક ઉપગ્રહો પણ સ્પષ્ટપણે દૃશ્યમાન છે. અલબત્ત, આકાશગંગાના ઉપગ્રહો બિલકુલ સમાન નથી, ઉદાહરણ તરીકે, ગ્રહો - સૂર્ય અથવા ચંદ્રના ઉપગ્રહો - પૃથ્વીના ઉપગ્રહ. તારાવિશ્વોના ઉપગ્રહો પણ તારાવિશ્વો છે, માત્ર "નાના" છે, જેમાં લાખો તારાઓનો સમાવેશ થાય છે.

આપણી ગેલેક્સીમાં પણ ઉપગ્રહો છે. તેમાંના ઘણા ડઝન છે, અને તેમાંથી બે પૃથ્વીના દક્ષિણ ગોળાર્ધના આકાશમાં નરી આંખે જોઈ શકાય છે. યુરોપિયનોએ તેમને સૌપ્રથમ વિશ્વભરમાં મેગેલનની સફર દરમિયાન જોયા હતા. તેઓએ વિચાર્યું કે તેઓ કોઈ પ્રકારના વાદળો છે અને તેમને મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડ અને નાના મેગેલેનિક ક્લાઉડ નામ આપ્યું.

આપણા ગેલેક્સીના ઉપગ્રહો, અલબત્ત, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા કરતાં પૃથ્વીની નજીક છે. મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડમાંથી પ્રકાશ ફક્ત 170 હજાર વર્ષોમાં આપણા સુધી પહોંચે છે. તાજેતરમાં સુધી, આ આકાશગંગાને આકાશગંગાનો સૌથી નજીકનો ઉપગ્રહ માનવામાં આવતો હતો. પરંતુ તાજેતરમાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ ઉપગ્રહો શોધી કાઢ્યા છે જે નજીક છે, જો કે તે મેગેલેનિક વાદળો કરતા ઘણા નાના છે અને નરી આંખે જોઈ શકતા નથી.

કેટલીક તારાવિશ્વોના "પોટ્રેઇટ્સ" ને જોતા, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ શોધ્યું કે તેમની વચ્ચે એવા પણ છે જે બંધારણ અને આકારમાં આકાશગંગાથી વિપરીત છે. આવી ઘણી તારાવિશ્વો પણ છે - આ બંને સુંદર તારાવિશ્વો અને સંપૂર્ણપણે આકારહીન તારાવિશ્વો છે, ઉદાહરણ તરીકે, મેગેલેનિક વાદળોની સમાન.

ખગોળશાસ્ત્રીઓએ એક અદ્ભુત શોધ કર્યાને સો કરતાં ઓછા વર્ષો વીતી ગયા છે: દૂરની તારાવિશ્વો એક બીજાથી બધી દિશામાં વિખેરાઈ રહી છે. આ કેવી રીતે થાય છે તે સમજવા માટે, તમે બલૂનનો ઉપયોગ કરી શકો છો અને તેની સાથે એક સરળ પ્રયોગ કરી શકો છો.

શાહી, ફીલ્ડ-ટીપ પેન અથવા પેઇન્ટનો ઉપયોગ કરીને, બોલ પર તારાવિશ્વોનું પ્રતિનિધિત્વ કરવા માટે નાના વર્તુળો અથવા સ્ક્વિગલ્સ દોરો. જેમ જેમ તમે બલૂનને ફુલાવવાનું શરૂ કરો છો, દોરેલી "ગેલેક્સીઓ" એકબીજાથી વધુ અને વધુ દૂર જશે. બ્રહ્માંડમાં આવું જ થાય છે.

તારાવિશ્વો દોડે છે, તારાઓ જન્મે છે, જીવે છે અને તેમાં મૃત્યુ પામે છે. અને માત્ર તારાઓ જ નહીં, પણ ગ્રહો પણ છે, કારણ કે બ્રહ્માંડમાં સંભવતઃ ઘણી સ્ટાર સિસ્ટમ્સ છે, જે આપણા સૌરમંડળના સમાન અને ભિન્ન છે, જેનો જન્મ આપણી ગેલેક્સીમાં થયો હતો. IN તાજેતરમાંખગોળશાસ્ત્રીઓએ પહેલાથી જ અન્ય તારાઓની પરિક્રમા કરતા લગભગ 300 ગ્રહોની શોધ કરી છે.

નજીકની આકાશગંગાનું અંતર કેટલું છે? 12મી માર્ચ, 2013

પ્રથમ વખત, વૈજ્ઞાનિકો આપણી નજીકની આકાશગંગાનું ચોક્કસ અંતર માપવામાં સફળ થયા છે. આ વામન આકાશગંગા તરીકે ઓળખાય છે મોટા મેગેલેનિક વાદળ. તે આપણાથી 163 હજાર પ્રકાશવર્ષ અથવા 49.97 કિલોપારસેકના અંતરે સ્થિત છે.

વિશાળ મેગેલેનિક ક્લાઉડ ગેલેક્સી આપણી આકાશગંગાને બાયપાસ કરીને ધીમે ધીમે અવકાશમાં તરતી રહે છે દૂધ ગંગાજેમ ચંદ્ર પૃથ્વીની આસપાસ ફરે છે તેવી જ રીતે આસપાસ.

આકાશગંગાના પ્રદેશમાં ગેસના વિશાળ વાદળો ધીમે ધીમે વિખેરાઈ જાય છે, પરિણામે નવા તારાઓનું નિર્માણ થાય છે જે તેમના પ્રકાશથી તારાઓ વચ્ચેની જગ્યાને પ્રકાશિત કરે છે, તેજસ્વી, રંગબેરંગી કોસ્મિક લેન્ડસ્કેપ્સ બનાવે છે. સ્પેસ ટેલિસ્કોપ આ લેન્ડસ્કેપ્સને ફોટોગ્રાફ્સમાં કેપ્ચર કરવામાં સક્ષમ હતું. "હબલ".

છીછરા ગેલેક્સી લાર્જ મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં ટેરેન્ટુલા નેબ્યુલાનો સમાવેશ થાય છે - આપણા પડોશમાં અવકાશમાં સૌથી તેજસ્વી તારાઓની નર્સરી - અને નવા તારાની રચનાના સંકેતો દર્શાવે છે.

તરીકે ઓળખાતા તારાઓની દુર્લભ નજીકની જોડીનું અવલોકન કરીને વૈજ્ઞાનિકો ગણતરીઓ કરવામાં સક્ષમ હતા ગ્રહણ કરતા ડબલ તારા. તારાઓની આ જોડી ગુરુત્વાકર્ષણ રીતે એકબીજા સાથે બંધાયેલી છે, અને જ્યારે એક તારો બીજાને ગ્રહણ કરે છે, જેમ કે પૃથ્વી પર નિરીક્ષક દ્વારા જોવામાં આવે છે, ત્યારે સિસ્ટમની એકંદર તેજસ્વીતા ઓછી થાય છે.

જો તમે તારાઓની તેજસ્વીતાની તુલના કરો છો, તો તમે અકલ્પનીય ચોકસાઈ સાથે તેમનાથી ચોક્કસ અંતરની ગણતરી કરી શકો છો.

આપણા બ્રહ્માંડના કદ અને વયને સમજવા માટે અવકાશી પદાર્થોનું ચોક્કસ અંતર નક્કી કરવું ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ છે. હમણાં માટે, પ્રશ્ન ખુલ્લો રહે છે: કોઈપણ વૈજ્ઞાનિકો ખાતરીપૂર્વક કહી શકતા નથી કે આપણા બ્રહ્માંડનું કદ કેટલું છે.

એકવાર અવકાશમાં અંતર નક્કી કરવામાં ખગોળશાસ્ત્રીઓએ આટલી ચોકસાઈ પ્રાપ્ત કરી લીધા પછી, તેઓ વધુ દૂરના પદાર્થોને જોઈ શકશે અને છેવટે, બ્રહ્માંડના કદની ગણતરી કરી શકશે.

ઉપરાંત, નવી ક્ષમતાઓ આપણા બ્રહ્માંડના વિસ્તરણ દરને વધુ સચોટ રીતે નિર્ધારિત કરવાનું શક્ય બનાવશે, તેમજ વધુ સચોટ રીતે ગણતરી કરી શકશે. હબલ સતત. આ ગુણાંકનું નામ અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રી એડવિન પી. હબલના નામ પરથી રાખવામાં આવ્યું હતું, જેમણે 1929માં સાબિત કર્યું હતું કે આપણું બ્રહ્માંડ તેની શરૂઆતથી સતત વિસ્તરી રહ્યું છે.

તારાવિશ્વો વચ્ચેનું અંતર

મોટી મેગેલેનિક ક્લાઉડ ગેલેક્સી એ આપણી સૌથી નજીકની વામન ગેલેક્સી છે, પરંતુ મોટી ગેલેક્સી આપણો પાડોશી માનવામાં આવે છે. એન્ડ્રોમેડા સર્પાકાર આકાશગંગા, જે આપણાથી લગભગ 2.52 મિલિયન પ્રકાશવર્ષના અંતરે સ્થિત છે.

આપણી ગેલેક્સી અને એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી વચ્ચેનું અંતર ધીમે ધીમે ઘટી રહ્યું છે. તેઓ લગભગ 100-140 કિલોમીટર પ્રતિ સેકન્ડની ઝડપે એકબીજાની નજીક આવી રહ્યા છે, જો કે તેઓ 3-4 અબજ વર્ષોમાં બહુ જલ્દી અથવા તેના બદલે મળવાના નથી.

કદાચ થોડા અબજ વર્ષોમાં પૃથ્વી પર નિરીક્ષકને રાત્રિનું આકાશ જેવું દેખાશે.

તારાવિશ્વો વચ્ચેનું અંતર આમ સમયના વિવિધ તબક્કામાં ખૂબ જ અલગ હોઈ શકે છે, કારણ કે તેઓ સતત ગતિશીલતામાં હોય છે.

બ્રહ્માંડનો સ્કેલ

દૃશ્યમાન બ્રહ્માંડનો અકલ્પનીય વ્યાસ છે, જે અબજો છે, અને કદાચ અબજો પ્રકાશ વર્ષો છે. ટેલિસ્કોપ વડે આપણે જોઈ શકીએ એવા ઘણા પદાર્થો હવે અસ્તિત્વમાં નથી અથવા સંપૂર્ણપણે અલગ દેખાય છે કારણ કે પ્રકાશને તેમના સુધી પહોંચવામાં અવિશ્વસનીય લાંબો સમય લાગ્યો હતો.

ચિત્રોની સૂચિત શ્રેણી તમને ઓછામાં ઓછી કલ્પના કરવામાં મદદ કરશે સામાન્ય રૂપરેખાઆપણા બ્રહ્માંડનો સ્કેલ.

સૌરમંડળ તેના સૌથી મોટા પદાર્થો (ગ્રહો અને દ્વાર્ફ ગ્રહો) સાથે

સૂર્ય (કેન્દ્રમાં) અને તેની નજીકના તારાઓ

મિલ્કી વે ગેલેક્સી, સૂર્યમંડળની સૌથી નજીકના સ્ટાર સિસ્ટમ્સનું જૂથ દર્શાવે છે

50 થી વધુ તારાવિશ્વો સહિત નજીકના તારાવિશ્વોનું જૂથ, જેમની સંખ્યા સતત વધી રહી છે કારણ કે નવી શોધ થઈ રહી છે.

ગેલેક્સીઓનું સ્થાનિક સુપરક્લસ્ટર (વિર્ગો સુપરક્લસ્ટર). કદ - લગભગ 200 મિલિયન પ્રકાશ વર્ષ

તારાવિશ્વોના સુપરક્લસ્ટરોનો સમૂહ

દૃશ્યમાન બ્રહ્માંડ

GALAXIES, "એક્સ્ટ્રાગાલેક્ટિક નેબ્યુલા" અથવા "ટાપુ બ્રહ્માંડો," એ વિશાળ સ્ટાર સિસ્ટમ્સ છે જેમાં ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસ અને ધૂળ પણ હોય છે. સૌરમંડળ એ આપણી ગેલેક્સી - આકાશગંગાનો એક ભાગ છે. તમામ બાહ્ય અવકાશ, સૌથી શક્તિશાળી ટેલિસ્કોપ ઘૂસી શકે તેટલી હદ સુધી, તારાવિશ્વોથી ભરેલી છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓની સંખ્યા ઓછામાં ઓછી એક અબજ છે. સૌથી નજીકની આકાશગંગા આપણાથી લગભગ 1 મિલિયન પ્રકાશવર્ષના અંતરે સ્થિત છે. વર્ષો (10 19 કિમી), અને ટેલિસ્કોપ દ્વારા રેકોર્ડ કરાયેલી સૌથી દૂરની તારાવિશ્વો અબજો પ્રકાશ વર્ષો દૂર છે. આકાશગંગાનો અભ્યાસ એ ખગોળશાસ્ત્રના સૌથી મહત્વાકાંક્ષી કાર્યોમાંનું એક છે.

ઐતિહાસિક સંદર્ભ.આપણા માટે સૌથી તેજસ્વી અને સૌથી નજીકની બાહ્ય તારાવિશ્વો - મેગેલેનિક વાદળો - આકાશના દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં નરી આંખે જોઈ શકાય છે અને તે 11મી સદીમાં આરબો માટે જાણીતી હતી, તેમજ ઉત્તર ગોળાર્ધમાં સૌથી તેજસ્વી આકાશગંગા - એન્ડ્રોમેડામાં મહાન નેબ્યુલા. જર્મન ખગોળશાસ્ત્રી એસ. મારિયસ (1570-1624) દ્વારા ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરીને 1612માં આ નિહારિકાની પુનઃશોધ સાથે, તારાવિશ્વો, નિહારિકાઓ અને સ્ટાર ક્લસ્ટરોનો વૈજ્ઞાનિક અભ્યાસ શરૂ થયો. 17મી અને 18મી સદીમાં વિવિધ ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા ઘણી નિહારિકાઓની શોધ કરવામાં આવી હતી; પછી તેઓ તેજસ્વી ગેસના વાદળો માનવામાં આવતા હતા.

આકાશગંગાની બહારના તારા પ્રણાલીના વિચારની ચર્ચા સૌપ્રથમ 18મી સદીના ફિલસૂફો અને ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા કરવામાં આવી હતી: ઈ. સ્વીડનબોર્ગ (1688–1772), સ્વીડનમાં ટી. રાઈટ (1711–1786), ઈંગ્લેન્ડમાં આઈ. કાન્ટ (1724– 1804) પ્રશિયામાં, I. .લેમ્બર્ટ (1728-1777) એલ્સાસમાં અને ડબલ્યુ. હર્શેલ (1738-1822) ઇંગ્લેન્ડમાં. જો કે, ફક્ત 20 મી સદીના પ્રથમ ક્વાર્ટરમાં. "ટાપુ બ્રહ્માંડ" નું અસ્તિત્વ સ્પષ્ટપણે સાબિત થયું હતું મુખ્યત્વે અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રીઓ જી. કર્ટિસ (1872-1942) અને ઇ. હબલ (1889-1953)ના કાર્યને કારણે. તેઓએ સાબિત કર્યું કે સૌથી તેજસ્વી અને તેથી સૌથી નજીકના, "સફેદ નિહારિકા" માટેનું અંતર આપણા ગેલેક્સીના કદ કરતાં નોંધપાત્ર રીતે વધી જાય છે. 1924 થી 1936 ના સમયગાળા દરમિયાન, હબલે નજીકની સિસ્ટમોથી ગેલેક્સી સંશોધનની સીમાને માઉન્ટ વિલ્સન ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે 2.5-મીટર ટેલિસ્કોપની મર્યાદા સુધી ધકેલી દીધી, એટલે કે. કેટલાક સો મિલિયન પ્રકાશ વર્ષ સુધી.

1929 માં, હબલે આકાશગંગાના અંતર અને તેની ગતિની ગતિ વચ્ચેના સંબંધની શોધ કરી. આ સંબંધ, હબલનો નિયમ, આધુનિક બ્રહ્માંડ વિજ્ઞાનનો અવલોકનનો આધાર બની ગયો છે. બીજા વિશ્વયુદ્ધના અંત પછી, ઇલેક્ટ્રોનિક પ્રકાશ સંવર્ધકો, સ્વચાલિત માપન મશીનો અને કમ્પ્યુટર્સ સાથે નવા મોટા ટેલિસ્કોપની મદદથી તારાવિશ્વોનો સક્રિય અભ્યાસ શરૂ થયો. આપણી અને અન્ય તારાવિશ્વોમાંથી રેડિયો ઉત્સર્જનની શોધે બ્રહ્માંડનો અભ્યાસ કરવાની નવી તક પૂરી પાડી અને તેના કારણે રેડિયો તારાવિશ્વો, ક્વાસાર અને તારાવિશ્વોના મધ્યવર્તી કેન્દ્રોમાં પ્રવૃત્તિના અન્ય અભિવ્યક્તિઓની શોધ થઈ. ભૂ-ભૌતિક રોકેટ અને ઉપગ્રહોના વધારાના વાતાવરણીય અવલોકનોએ તેને શોધવાનું શક્ય બનાવ્યું એક્સ-રે રેડિયેશનસક્રિય તારાવિશ્વો અને ગેલેક્સી ક્લસ્ટરોના મધ્યવર્તી કેન્દ્રમાંથી.

ચોખા. 1. હબલ અનુસાર તારાવિશ્વોનું વર્ગીકરણ

ફ્રેન્ચ ખગોળશાસ્ત્રી ચાર્લ્સ મેસિયર (1730-1817) દ્વારા 1782 માં "નિહારિકા" ની પ્રથમ સૂચિ પ્રકાશિત કરવામાં આવી હતી. આ સૂચિમાં આપણા ગેલેક્સીના સ્ટાર ક્લસ્ટરો અને ગેસિયસ નેબ્યુલા તેમજ એક્સ્ટ્રા ગેલેક્ટિક પદાર્થોનો સમાવેશ થાય છે. મેસિયર ઑબ્જેક્ટ નંબરો આજે પણ ઉપયોગમાં લેવાય છે; ઉદાહરણ તરીકે, મેસિયર 31 (M 31) એ પ્રખ્યાત એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા છે, જે એન્ડ્રોમેડા નક્ષત્રમાં જોવા મળેલી સૌથી નજીકની વિશાળ આકાશગંગા છે.

1783માં ડબલ્યુ. હર્શેલ દ્વારા શરૂ કરાયેલ આકાશનું વ્યવસ્થિત સર્વેક્ષણ તેમને ઉત્તરીય આકાશમાં હજારો નિહારિકાઓની શોધ તરફ દોરી ગયું. આ કાર્ય તેમના પુત્ર જે. હર્ષલ (1792-1871) દ્વારા ચાલુ રાખવામાં આવ્યું હતું, જેમણે કેપ ઓફ ગુડ હોપ (1834-1838) ખાતે દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં અવલોકનો કર્યા હતા અને 1864માં પ્રકાશિત થયા હતા. સામાન્ય ડિરેક્ટરી 5 હજાર નિહારિકા અને સ્ટાર ક્લસ્ટર. 19મી સદીના ઉત્તરાર્ધમાં. આ વસ્તુઓમાં નવી શોધાયેલ વસ્તુઓ ઉમેરવામાં આવી હતી અને જે. ડ્રેયર (1852-1926) 1888માં પ્રકાશિત થયા હતા. નવી વહેંચાયેલ ડિરેક્ટરી (નવી સામાન્ય સૂચિ - NGC), 7814 ઑબ્જેક્ટ્સ સહિત. બે વધારાના 1895 અને 1908 માં પ્રકાશન સાથે ડિરેક્ટરી ઇન્ડેક્સ(IC) શોધાયેલ નિહારિકાઓ અને સ્ટાર ક્લસ્ટરોની સંખ્યા 13 હજારને વટાવી ગઈ છે, જે પછીથી NGC અને IC કૅટેલોગ અનુસાર સામાન્ય રીતે સ્વીકારવામાં આવી છે. આમ, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાને એમ 31 અથવા NGC 224 તરીકે નિયુક્ત કરવામાં આવે છે. આકાશના ફોટોગ્રાફિક સર્વેક્ષણના આધારે 13મી મેગ્નિટ્યુડ કરતાં વધુ તેજસ્વી 1249 તારાવિશ્વોની એક અલગ યાદી, 1932માં હાર્વર્ડ ઓબ્ઝર્વેટરીમાંથી એચ. શેપલી અને એ. એમ્સ દ્વારા સંકલિત કરવામાં આવી હતી. .

આ કાર્યને પ્રથમ (1964), બીજી (1976) અને ત્રીજી (1991) આવૃત્તિઓ દ્વારા નોંધપાત્ર રીતે વિસ્તૃત કરવામાં આવ્યું હતું. તેજસ્વી તારાવિશ્વોની અમૂર્ત સૂચિજે. ડી વોકોલર્સ અને સાથીદારો. 1960 ના દાયકામાં યુએસએમાં એફ. ઝ્વિકી (1898-1974) અને યુએસએસઆરમાં બી.એ. વોરોન્ટસોવ-વેલ્યામિનોવ (1904-1994) દ્વારા ફોટોગ્રાફિક સ્કાય સર્વે પ્લેટ્સ જોવા પર આધારિત વધુ વ્યાપક, પરંતુ ઓછી વિગતવાર સૂચિ પ્રકાશિત કરવામાં આવી હતી. તેઓ આશરે સમાવે છે. 15મી મેગ્નિટ્યુડ સુધી 30 હજાર તારાવિશ્વો. ચિલીમાં યુરોપિયન સધર્ન ઓબ્ઝર્વેટરીના 1-મીટર શ્મિટ કેમેરા અને ઑસ્ટ્રેલિયામાં યુકેના 1.2-મીટર શ્મિટ કેમેરાનો ઉપયોગ કરીને દક્ષિણ આકાશનું સમાન સર્વેક્ષણ તાજેતરમાં પૂર્ણ થયું હતું.

તેમની યાદી બનાવવા માટે 15 મેગ્નિટ્યુડ કરતાં પણ ઘણી બધી તારાવિશ્વો છે. 1967માં, લિક ઓબ્ઝર્વેટરીના 50-સેમી એસ્ટ્રોગ્રાફની પ્લેટનો ઉપયોગ કરીને સી. શીન અને કે. વિર્ટાનેન દ્વારા હાથ ધરવામાં આવેલી 19મી તીવ્રતા (ઘટાડાના ઉત્તરમાં 20) કરતાં વધુ તેજસ્વી તારાવિશ્વોની ગણતરીના પરિણામો પ્રકાશિત કરવામાં આવ્યા હતા. લગભગ આવી તારાવિશ્વો હતી. 2 મિલિયન, આકાશગંગાની વિશાળ ધૂળની પટ્ટી દ્વારા આપણાથી છુપાયેલા છે તેની ગણતરી નથી. અને પાછા 1936 માં, માઉન્ટ વિલ્સન ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે હબલે આકાશી ગોળામાં સમાનરૂપે વિતરિત કેટલાક નાના વિસ્તારોમાં 21મી મેગ્નિટ્યુડ સુધીની તારાવિશ્વોની સંખ્યા ગણી હતી (ઘટાડાના ઉત્તરમાં 30). આ માહિતી અનુસાર, સમગ્ર આકાશમાં 21મી મેગ્નિટ્યુડ કરતાં વધુ તેજસ્વી 20 મિલિયનથી વધુ તારાવિશ્વો છે.

વર્ગીકરણ.વિવિધ આકારો, કદ અને તેજસ્વીતાની તારાવિશ્વો છે; કેટલાક અલગ હોય છે, પરંતુ મોટાભાગના પડોશીઓ અથવા ઉપગ્રહો હોય છે જે તેમના પર ગુરુત્વાકર્ષણનો પ્રભાવ પાડે છે. એક નિયમ તરીકે, તારાવિશ્વો શાંત છે, પરંતુ સક્રિય રાશિઓ ઘણીવાર જોવા મળે છે. 1925 માં, હબલે તારાવિશ્વોના દેખાવના આધારે તેમના વર્ગીકરણનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો. પાછળથી તેને હબલ અને શેપ્લી, પછી સેન્ડેજ અને છેલ્લે વોકોલર્સ દ્વારા શુદ્ધ કરવામાં આવ્યું. તેમાંની તમામ તારાવિશ્વોને 4 પ્રકારોમાં વહેંચવામાં આવી છે: લંબગોળ, લેન્ટિક્યુલર, સર્પાકાર અને અનિયમિત.

લંબગોળ(ઇ) ફોટોગ્રાફ્સમાં ગેલેક્સીઓ તીક્ષ્ણ સીમાઓ અને સ્પષ્ટ વિગતો વિના લંબગોળ આકાર ધરાવે છે. તેમની ચમક કેન્દ્ર તરફ વધે છે. આ ફરતા લંબગોળ છે જેમાં જૂના તારાઓનો સમાવેશ થાય છે; તેમનો દેખીતો આકાર નિરીક્ષકની દૃષ્ટિની રેખા તરફના અભિગમ પર આધાર રાખે છે. જ્યારે ધાર પર અવલોકન કરવામાં આવે છે, ત્યારે અંડાકારના ટૂંકા અને લાંબા અક્ષોની લંબાઈનો ગુણોત્તર  5/10 સુધી પહોંચે છે (સૂચિત E5).

ચોખા. 2. એલિપ્ટિકલ ગેલેક્સી ESO 325-G004

લેન્ટિક્યુલર(એલઅથવા એસ 0) તારાવિશ્વો લંબગોળ જેવા જ હોય ​​છે, પરંતુ, ગોળાકાર ઘટક ઉપરાંત, તેમની પાસે પાતળી, ઝડપથી ફરતી વિષુવવૃત્તીય ડિસ્ક હોય છે, કેટલીકવાર શનિના વલયો જેવા રિંગ-આકારની રચનાઓ હોય છે. અવલોકન કરેલ ધાર પર, લેન્ટિક્યુલર તારાવિશ્વો લંબગોળ કરતાં વધુ સંકુચિત દેખાય છે: તેમની અક્ષોનો ગુણોત્તર 2/10 સુધી પહોંચે છે.

ચોખા. 2. સ્પિન્ડલ ગેલેક્સી (NGC 5866), ડ્રાકો નક્ષત્રમાં લેન્ટિક્યુલર ગેલેક્સી.

સર્પાકાર(એસ) તારાવિશ્વો પણ બે ઘટકો ધરાવે છે - ગોળાકાર અને સપાટ, પરંતુ ડિસ્કમાં વધુ કે ઓછા વિકસિત સર્પાકાર માળખું સાથે. પેટાપ્રકારોના ક્રમ સાથે સા, એસ.બી, Sc, એસ.ડી("પ્રારંભિક" થી "અંતમાં" સર્પાકાર સુધી), સર્પાકાર હાથ જાડા, વધુ જટિલ અને ઓછા વળાંકવાળા બને છે, અને ગોળાકાર (કેન્દ્રીય ઘનીકરણ, અથવા મણકા) ઘટે છે. એજ-ઓન સર્પાકાર તારાવિશ્વોમાં સર્પાકાર હાથ દેખાતા નથી, પરંતુ આકાશગંગાનો પ્રકાર બલ્જ અને ડિસ્કની સંબંધિત તેજ દ્વારા નક્કી કરી શકાય છે.

ચોખા. 2.સર્પાકાર આકાશગંગાનું ઉદાહરણ, પિનવ્હીલ ગેલેક્સી (મેસિયર 101 અથવા NGC 5457)

અયોગ્ય(આઈ) તારાવિશ્વો બે મુખ્ય પ્રકારના હોય છે: મેગેલેનિક પ્રકાર, એટલે કે. મેગેલેનિક વાદળો ટાઇપ કરો, જેમાંથી સર્પાકારનો ક્રમ ચાલુ રાખવો એસ.એમપહેલાં હું છું, અને નોન-મેગેલન પ્રકાર આઈ 0, ગોળાકાર અથવા ડિસ્ક માળખું જેમ કે લેન્ટિક્યુલર અથવા પ્રારંભિક સર્પાકારની ટોચ પર અસ્તવ્યસ્ત ઘેરી ધૂળની ગલીઓ હોય છે.

ચોખા. 2. NGC 1427A, અનિયમિત આકાશગંગાનું ઉદાહરણ.

પ્રકારો એલઅને એસમધ્યમાંથી પસાર થતી અને ડિસ્કને છેદતી રેખીય રચનાની હાજરી અથવા ગેરહાજરીના આધારે બે પરિવારો અને બે પ્રકારોમાં પડવું ( બાર), તેમજ કેન્દ્રિય સપ્રમાણ રિંગ.

ચોખા. 2.આકાશગંગાનું કમ્પ્યુટર મોડેલ.

ચોખા. 1. NGC 1300, અવરોધિત સર્પાકાર આકાશગંગાનું ઉદાહરણ.

ચોખા. 1. આકાશગંગાઓનું ત્રિ-પરિમાણીય વર્ગીકરણ. મુખ્ય પ્રકારો: ઇ, એલ, એસ, આઇથી અનુક્રમે સ્થિત છે ઇપહેલાં હું છું; સામાન્ય પરિવારો એઅને પાર કર્યું બી; પ્રકાર sઅને આર. નીચેના ગોળ આકૃતિઓ સર્પાકાર અને લેન્ટિક્યુલર તારાવિશ્વોના પ્રદેશમાં મુખ્ય રૂપરેખાંકનનો ક્રોસ-સેક્શન છે.

ચોખા. 2. મુખ્ય પરિવારો અને સર્પાકારના પ્રકારવિસ્તારમાં મુખ્ય ગોઠવણીના ક્રોસ સેક્શન પર એસ.બી.

ફાઇનર મોર્ફોલોજિકલ વિગતોના આધારે તારાવિશ્વો માટે અન્ય વર્ગીકરણ યોજનાઓ છે, પરંતુ ફોટોમેટ્રિક, કાઇનેમેટિક અને રેડિયો માપન પર આધારિત ઉદ્દેશ્ય વર્ગીકરણ હજુ સુધી વિકસાવવામાં આવ્યું નથી.

સંયોજન. બે માળખાકીય ઘટકો– ગોળાકાર અને ડિસ્ક – તારાવિશ્વોની તારાઓની વસ્તીમાં તફાવત દર્શાવે છે, જેની શોધ જર્મન ખગોળશાસ્ત્રી ડબલ્યુ. બાડે (1893–1960) દ્વારા 1944માં કરવામાં આવી હતી.

વસ્તી I, અનિયમિત તારાવિશ્વો અને સર્પાકાર આર્મ્સમાં હાજર, વાદળી જાયન્ટ્સ અને સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ O અને B ના સુપરજાયન્ટ્સ, K અને M વર્ગના લાલ સુપરજાયન્ટ્સ અને આયનોઈઝ્ડ હાઇડ્રોજનના તેજસ્વી પ્રદેશો સાથે ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસ અને ધૂળ ધરાવે છે. તેમાં ઓછા-દળના મુખ્ય ક્રમના તારાઓ પણ છે, જે સૂર્યની નજીક દેખાય છે પરંતુ દૂરની તારાવિશ્વોમાં અસ્પષ્ટ છે.

વસ્તી II, લંબગોળ અને લેન્ટિક્યુલર તારાવિશ્વોમાં, તેમજ સર્પાકારના મધ્ય પ્રદેશોમાં અને ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં હાજર છે, તેમાં G5 થી K5 વર્ગ સુધીના લાલ જાયન્ટ્સ, સબજાયન્ટ્સ અને કદાચ સબડવાર્ફનો સમાવેશ થાય છે; તેમાં પ્લેનેટરી નેબ્યુલા જોવા મળે છે અને નોવાનો વિસ્ફોટ જોવા મળે છે (ફિગ. 3). ફિગ માં. આકૃતિ 4 તારાઓના વર્ણપટના પ્રકારો (અથવા રંગો) અને વિવિધ વસ્તી માટે તેમની તેજસ્વીતા વચ્ચેનો સંબંધ દર્શાવે છે.

ચોખા. 3. સ્ટાર વસ્તી. સર્પાકાર આકાશગંગા, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાનો ફોટોગ્રાફ બતાવે છે કે વસ્તી I ના વાદળી જાયન્ટ્સ અને સુપરજાયન્ટ્સ તેની ડિસ્કમાં કેન્દ્રિત છે, અને મધ્ય ભાગમાં લાલ વસ્તી II તારાઓનો સમાવેશ થાય છે. એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના ઉપગ્રહો પણ દૃશ્યમાન છે: ગેલેક્સી NGC 205 ( તળિયે) અને એમ 32 ( ટોચ ડાબી). આ ફોટામાં સૌથી તેજસ્વી તારાઓ આપણા ગેલેક્સીના છે.

ચોખા. 4. હર્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ, જે સ્પેક્ટ્રલ પ્રકાર (અથવા રંગ) અને તારાઓની તેજસ્વીતા વચ્ચેનો સંબંધ દર્શાવે છે વિવિધ પ્રકારો. I: યુવાન વસ્તી I તારાઓ, સર્પાકાર હાથની લાક્ષણિકતા. II: વસ્તી I ના વૃદ્ધ તારા; III: જૂની વસ્તી II તારાઓ, ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો અને લંબગોળ તારાવિશ્વોની લાક્ષણિકતા.

શરૂઆતમાં એવું માનવામાં આવતું હતું કે લંબગોળ તારાવિશ્વો માત્ર વસ્તી II ધરાવે છે, અને અનિયમિત તારાવિશ્વો માત્ર વસ્તી I ધરાવે છે. જો કે, તે બહાર આવ્યું છે કે તારાવિશ્વોમાં સામાન્ય રીતે બે તારાઓની વસ્તીનું મિશ્રણ અલગ-અલગ પ્રમાણમાં હોય છે. વસ્તીનું વિગતવાર વિશ્લેષણ માત્ર નજીકની કેટલીક તારાવિશ્વો માટે જ શક્ય છે, પરંતુ દૂરની પ્રણાલીઓના રંગ અને વર્ણપટના માપન સૂચવે છે કે તેમની તારાઓની વસ્તીમાં તફાવત બાડે વિચાર કરતાં વધુ હોઈ શકે છે.

અંતર. દૂરના તારાવિશ્વો માટેનું અંતર માપવું એ આપણા આકાશગંગાના તારાઓના અંતરના ચોક્કસ માપ પર આધારિત છે. તે ઘણી રીતે સ્થાપિત થયેલ છે. સૌથી મૂળભૂત ત્રિકોણમિતિ લંબન પદ્ધતિ છે, જે 300 sv ના અંતર સુધી માન્ય છે. વર્ષ બાકીની પદ્ધતિઓ પરોક્ષ અને આંકડાકીય છે; તેઓ યોગ્ય ગતિ, રેડિયલ વેગ, તેજ, ​​રંગ અને તારાઓના વર્ણપટના અભ્યાસ પર આધારિત છે. તેમના આધારે, આરઆર લિરા પ્રકારના નવા અને ચલોના સંપૂર્ણ મૂલ્યો અને  Cepheus, જે નજીકના તારાવિશ્વો જ્યાં તેઓ દૃશ્યમાન છે ત્યાંના અંતરના પ્રાથમિક સૂચક બને છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો, આ તારાવિશ્વોના તેજસ્વી તારાઓ અને ઉત્સર્જન નિહારિકાઓ ગૌણ સૂચક બને છે અને વધુ દૂરની તારાવિશ્વો માટેનું અંતર નક્કી કરવાનું શક્ય બનાવે છે. છેલ્લે, તારાવિશ્વોના વ્યાસ અને તેજસ્વીતાનો ઉપયોગ તૃતીય સૂચક તરીકે થાય છે. અંતરના માપદંડ તરીકે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ સામાન્ય રીતે પદાર્થની દેખીતી તીવ્રતા વચ્ચેના તફાવતનો ઉપયોગ કરે છે. mઅને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા એમ; આ મૂલ્ય ( m-M) ને "સ્પષ્ટ અંતર મોડ્યુલસ" કહેવામાં આવે છે. સાચું અંતર શોધવા માટે, તે તારાઓ વચ્ચેની ધૂળ દ્વારા પ્રકાશ શોષણ માટે સુધારવું આવશ્યક છે. આ કિસ્સામાં, ભૂલ સામાન્ય રીતે 10-20% સુધી પહોંચે છે.

એક્સ્ટ્રાગેલેક્ટિક ડિસ્ટન્સ સ્કેલ સમય સમય પર સુધારેલ છે, જેનો અર્થ છે કે અંતર પર આધાર રાખતા તારાવિશ્વોના અન્ય પરિમાણો પણ બદલાય છે. કોષ્ટકમાં 1 આજે તારાવિશ્વોના નજીકના જૂથો માટે સૌથી સચોટ અંતર બતાવે છે. વધુ દૂરની તારાવિશ્વો માટે, અબજો પ્રકાશવર્ષ દૂર, તેમની રેડશિફ્ટના આધારે ઓછી ચોકસાઈ સાથે અંતરનો અંદાજ લગાવવામાં આવે છે ( નીચે જુઓ: રેડશિફ્ટની પ્રકૃતિ).

કોષ્ટક 1. નજીકની તારાવિશ્વો, તેમના જૂથો અને ક્લસ્ટરો માટેનું અંતર
ગેલેક્સી અથવા જૂથ	સ્પષ્ટ અંતર મોડ્યુલ (m-M )	અંતર, મિલિયન પ્રકાશ વર્ષ
મોટા મેગેલેનિક વાદળ
નાના મેગેલેનિક વાદળ
એન્ડ્રોમેડા જૂથ (M 31)
શિલ્પકારનું જૂથ
ગ્રુપ B. ઉર્સા (M 81)
કન્યા રાશિમાં ક્લસ્ટર
ભઠ્ઠીમાં ક્લસ્ટર

તેજસ્વીતા.આકાશગંગાની સપાટીની તેજને માપવાથી એકમ વિસ્તાર દીઠ તેના તારાઓની કુલ તેજસ્વીતા મળે છે. કેન્દ્રથી અંતર સાથે સપાટીની તેજસ્વીતામાં ફેરફાર ગેલેક્સીની રચનાને દર્શાવે છે. લંબગોળ પ્રણાલીઓ, સૌથી નિયમિત અને સપ્રમાણ તરીકે, અન્ય કરતા વધુ વિગતવાર અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો છે; સામાન્ય રીતે, તેઓનું વર્ણન એક જ તેજસ્વીતા કાયદા દ્વારા કરવામાં આવે છે (ફિગ. 5, એ):

ચોખા. 5. આકાશગંગાઓનું લ્યુમિનોસિટી ડિસ્ટ્રિબ્યુશન. એ- લંબગોળ તારાવિશ્વો (સપાટીની તેજસ્વીતાનો લઘુગણક ઘટાડેલી ત્રિજ્યાના ચોથા મૂળના આધારે બતાવવામાં આવે છે) r/r e) 1/4, જ્યાં આર- કેન્દ્રથી અંતર, અને આર e એ અસરકારક ત્રિજ્યા છે, જેની અંદર ગેલેક્સીની કુલ તેજસ્વીતાનો અડધો ભાગ સમાયેલ છે); b- લેન્ટિક્યુલર ગેલેક્સી NGC 1553; વી- ત્રણ સામાન્ય સર્પાકાર તારાવિશ્વો (દરેક રેખાનો બાહ્ય ભાગ સીધો છે, જે અંતર પર પ્રકાશની ઘાતાંકીય અવલંબન દર્શાવે છે).

લેન્ટિક્યુલર સિસ્ટમ્સ પરનો ડેટા એટલો સંપૂર્ણ નથી. તેમની તેજસ્વીતા રૂપરેખાઓ (ફિગ. 5, b) લંબગોળ તારાવિશ્વોની રૂપરેખાઓથી અલગ છે અને તેના ત્રણ મુખ્ય ક્ષેત્રો છે: કોર, લેન્સ અને પરબિડીયું. આ પ્રણાલીઓ લંબગોળ અને સર્પાકાર વચ્ચે મધ્યવર્તી હોવાનું જણાય છે.

સર્પાકાર ખૂબ જ વૈવિધ્યસભર છે, તેમની રચના જટિલ છે, અને તેમની તેજસ્વીતાના વિતરણ માટે કોઈ એક કાયદો નથી. જો કે, એવું લાગે છે કે કોરથી દૂર સરળ સર્પાકાર માટે, ડિસ્કની સપાટીની તેજસ્વીતા પરિઘ તરફ ઝડપથી ઘટે છે. માપન દર્શાવે છે કે સર્પાકાર આર્મ્સની તેજસ્વીતા એટલી મહાન નથી જેટલી તે તારાવિશ્વોના ફોટોગ્રાફ્સ જોતી વખતે દેખાય છે. આર્મ્સ વાદળી પ્રકાશમાં ડિસ્કની તેજસ્વીતામાં 20% થી વધુ અને લાલ પ્રકાશમાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછા ઉમેરતા નથી. મણકામાંથી પ્રકાશમાં ફાળો ઘટે છે સાપ્રતિ એસ.ડી(ફિગ. 5, વી).

આકાશગંગાની દેખીતી તીવ્રતા માપવા દ્વારા mઅને તેનું અંતર મોડ્યુલસ નક્કી કરવું ( m-M), ચોક્કસ મૂલ્યની ગણતરી કરો એમ. સૌથી તેજસ્વી તારાવિશ્વો, ક્વાસાર સિવાય, એમ 22, એટલે કે તેમની તેજસ્વીતા સૂર્ય કરતાં લગભગ 100 અબજ ગણી વધારે છે. અને સૌથી નાની તારાવિશ્વો એમ10, એટલે કે. લગભગ તેજ 10 6 સૌર. દ્વારા તારાવિશ્વોની સંખ્યાનું વિતરણ એમ, "તેજ કાર્ય" કહેવાય છે, - મહત્વપૂર્ણ લાક્ષણિકતાબ્રહ્માંડની આકાશગંગાની વસ્તી, પરંતુ તે ચોક્કસ રીતે નક્કી કરવું સરળ નથી.

ચોક્કસ મર્યાદિત દૃશ્યમાન તીવ્રતા માટે પસંદ કરેલ તારાવિશ્વો માટે, દરેક પ્રકારનું તેજ કાર્ય અલગથી ઇપહેલાં Scસરેરાશ સાથે લગભગ ગૌસીયન (ઘંટડી આકારનું). સંપૂર્ણ મૂલ્યવાદળી કિરણોમાં એમ m= 18.5 અને વિક્ષેપ  0.8 (ફિગ. 6). પરંતુ અંતમાં પ્રકારની તારાવિશ્વોમાંથી એસ.ડીપહેલાં હું છુંઅને લંબગોળ દ્વાર્ફ વધુ ઓછા હોય છે.

આપેલ અવકાશમાં તારાવિશ્વોના સંપૂર્ણ નમૂના માટે, ઉદાહરણ તરીકે, ક્લસ્ટરમાં, તેજસ્વીતાની કાર્યક્ષમતા ઘટતી તેજ સાથે તીવ્રપણે વધે છે, એટલે કે. વામન તારાવિશ્વોની સંખ્યા વિશાળની સંખ્યા કરતાં અનેક ગણી વધારે છે

ચોખા. 6. ગેલેક્સી લ્યુમિનોસિટી ફંક્શન. એ- નમૂના ચોક્કસ મર્યાદિત દૃશ્યમાન મૂલ્ય કરતાં તેજસ્વી છે; b- જગ્યાના ચોક્કસ મોટા જથ્થામાં સંપૂર્ણ નમૂના. સાથે વામન સિસ્ટમોની જબરજસ્ત સંખ્યા નોંધો એમબી< -16.

કદ. તારાવિશ્વોની તારાઓની ઘનતા અને તેજસ્વીતા ધીમે ધીમે બહારની તરફ ક્ષીણ થતી હોવાથી, તેમના કદનો પ્રશ્ન વાસ્તવમાં ટેલિસ્કોપની ક્ષમતાઓ પર આધાર રાખે છે, જે રાત્રિના આકાશની ચમક સામે તારાવિશ્વના બાહ્ય વિસ્તારોની ઝાંખી ચમકને પ્રકાશિત કરવાની તેની ક્ષમતા પર આધારિત છે. આધુનિક ટેકનોલોજીતમને આકાશી તેજસ્વીતાના 1% કરતા ઓછી તેજ સાથે તારાવિશ્વોના પ્રદેશોની નોંધણી કરવાની મંજૂરી આપે છે; આ ગેલેક્ટીક ન્યુક્લીની તેજ કરતાં લગભગ એક મિલિયન ગણું ઓછું છે. આ આઇસોફોટ (સમાન તેજની રેખા) અનુસાર, તારાવિશ્વોનો વ્યાસ વામન સિસ્ટમો માટે હજારો પ્રકાશ વર્ષોથી લઈને વિશાળ લોકો માટે સેંકડો હજારો સુધીનો છે. નિયમ પ્રમાણે, તારાવિશ્વોના વ્યાસ તેમની સંપૂર્ણ તેજસ્વીતા સાથે સારી રીતે સંકળાયેલા છે.

સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ અને રંગ.આકાશગંગાનો પ્રથમ સ્પેક્ટ્રોગ્રામ - એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા, 1899માં યુ શિનર (1858-1913) દ્વારા પોટ્સડેમ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે મેળવેલ, તેની શોષણ રેખાઓ સૂર્યના સ્પેક્ટ્રમને મળતી આવે છે. તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રામાં મોટા પ્રમાણમાં સંશોધનની શરૂઆત ઓછી વિક્ષેપ (200–400/mm) સાથે "ઝડપી" સ્પેક્ટ્રોગ્રાફ્સની રચના સાથે થઈ; પાછળથી, ઈલેક્ટ્રોનિક ઈમેજ બ્રાઈટનેસ એમ્પ્લીફાયરના ઉપયોગથી વિક્ષેપને 20-100/mm સુધી વધારવાનું શક્ય બન્યું. યર્કેસ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે મોર્ગનના અવલોકનો દર્શાવે છે કે, તારાવિશ્વોની જટિલ તારાઓની રચના હોવા છતાં, તેમના સ્પેક્ટ્રા સામાન્ય રીતે કોઈ ચોક્કસ વર્ગના તારાઓના સ્પેક્ટ્રાની નજીક હોય છે. એપહેલાં કે, અને સ્પેક્ટ્રમ અને આકાશગંગાના મોર્ફોલોજિકલ પ્રકાર વચ્ચે નોંધપાત્ર સહસંબંધ છે. સામાન્ય રીતે, વર્ગ સ્પેક્ટ્રમ એઅનિયમિત તારાવિશ્વો છે હું છુંઅને સર્પાકાર એસ.એમઅને એસ.ડી. સ્પેક્ટ્રા વર્ગ A-Fસર્પાકાર પર એસ.ડીઅને Sc. થી ટ્રાન્સફર Scપ્રતિ એસ.બીથી સ્પેક્ટ્રમમાં ફેરફાર સાથે એફપ્રતિ F-G, અને સર્પાકાર એસ.બીઅને સા, લેન્ટિક્યુલર અને લંબગોળ પ્રણાલીઓમાં સ્પેક્ટ્રા હોય છે જીઅને કે. સાચું, તે પછીથી બહાર આવ્યું કે સ્પેક્ટ્રલ વર્ગની તારાવિશ્વોનું વિકિરણ એવાસ્તવમાં સ્પેક્ટ્રલ વર્ગના વિશાળ તારાઓના પ્રકાશના મિશ્રણનો સમાવેશ થાય છે બીઅને કે.

શોષણ રેખાઓ ઉપરાંત, ઘણી તારાવિશ્વોમાં દૃશ્યમાન ઉત્સર્જન રેખાઓ હોય છે, જેમ કે આકાશગંગાના ઉત્સર્જન નિહારિકા. સામાન્ય રીતે આ બાલ્મર શ્રેણીની હાઇડ્રોજન રેખાઓ છે, ઉદાહરણ તરીકે, એચ  પર  6563, આયનાઇઝ્ડ નાઇટ્રોજન (N II) ના ડબલટ્સ ચાલુ  6548 અને 6583 અને સલ્ફર (S II) ચાલુ  6717 અને 6731, ionized ઓક્સિજન (O II) ચાલુ  3726 અને 3729 અને બમણું આયોનાઇઝ્ડ ઓક્સિજન (O III) ચાલુ  4959 અને 5007. ઉત્સર્જન રેખાઓની તીવ્રતા સામાન્ય રીતે તારાવિશ્વોની ડિસ્કમાં ગેસ અને સુપરજાયન્ટ તારાઓની માત્રા સાથે સંબંધ ધરાવે છે: આ રેખાઓ લંબગોળ અને લેન્ટિક્યુલર તારાવિશ્વોમાં ગેરહાજર અથવા ખૂબ નબળી હોય છે, પરંતુ સર્પાકાર અને અનિયમિતમાં મજબૂત બને છે - સાપ્રતિ હું છું. વધુમાં, હાઇડ્રોજન (N, O, S) કરતાં ભારે તત્વોની ઉત્સર્જન રેખાઓની તીવ્રતા અને કદાચ, સંબંધિત સામગ્રીઆ તત્વોમાંથી ડિસ્ક તારાવિશ્વોની પરિઘમાં કોરથી ઘટે છે. કેટલીક તારાવિશ્વો તેમના કોરોમાં અસામાન્ય રીતે મજબૂત ઉત્સર્જન રેખાઓ ધરાવે છે. 1943 માં, કે. સીફર્ટે કોરોમાં ખૂબ જ વ્યાપક હાઇડ્રોજન રેખાઓ સાથે એક ખાસ પ્રકારની આકાશગંગાની શોધ કરી, જે તેમની ઉચ્ચ પ્રવૃત્તિ સૂચવે છે. આ ન્યુક્લીઓની તેજસ્વીતા અને તેમના સ્પેક્ટ્રા સમય સાથે બદલાય છે. સામાન્ય રીતે, સેફર્ટ તારાવિશ્વોના મધ્યવર્તી કેન્દ્ર ક્વાસાર જેવા જ હોય ​​છે, જોકે તેટલા શક્તિશાળી નથી.

તારાવિશ્વોના મોર્ફોલોજિકલ ક્રમ સાથે, તેમના રંગની અભિન્ન અનુક્રમણિકા બદલાય છે ( B-V), એટલે કે વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવત બીઅને પીળો વીકિરણો સરેરાશમુખ્ય પ્રકારની તારાવિશ્વોના રંગો નીચે મુજબ છે:

આ સ્કેલ પર, 0.0 સફેદ, 0.5 પીળાશ અને 1.0 લાલ રંગને અનુરૂપ છે.

વિગતવાર ફોટોમેટ્રી સામાન્ય રીતે જણાવે છે કે ગેલેક્સીનો રંગ કોરથી ધાર સુધી બદલાય છે, જે તારાઓની રચનામાં ફેરફાર સૂચવે છે. મોટાભાગની તારાવિશ્વો તેમના કોરો કરતાં તેમના બાહ્ય પ્રદેશોમાં વાદળી હોય છે; લંબગોળ કરતાં સર્પાકારમાં આ વધુ નોંધપાત્ર છે, કારણ કે તેમની ડિસ્કમાં ઘણા યુવાન વાદળી તારાઓ હોય છે. અનિયમિત તારાવિશ્વો, જેમાં સામાન્ય રીતે ન્યુક્લિયસનો અભાવ હોય છે, તે ઘણીવાર કિનારી કરતાં મધ્યમાં વાદળી હોય છે.

પરિભ્રમણ અને સમૂહ.કેન્દ્રમાંથી પસાર થતી અક્ષની આસપાસ આકાશગંગાનું પરિભ્રમણ તેના સ્પેક્ટ્રમમાં રેખાઓની તરંગલંબાઇમાં ફેરફાર તરફ દોરી જાય છે: આકાશગંગાના પ્રદેશોમાંથી રેખાઓ જે આપણી નજીક આવે છે તે સ્પેક્ટ્રમના વાયોલેટ ભાગ તરફ જાય છે અને પાછળ આવતા પ્રદેશોમાંથી લાલ તરફ જાય છે. (ફિગ. 7). ડોપ્લર સૂત્ર મુજબ, રેખા તરંગલંબાઇમાં સંબંધિત ફેરફાર  છે  / = વી આર /c, ક્યાં cપ્રકાશની ગતિ છે, અને વી આર- રેડિયલ વેગ, એટલે કે. દૃષ્ટિની રેખા સાથે સ્ત્રોત વેગ ઘટક. તારાવિશ્વોના કેન્દ્રોની આસપાસના તારાઓની ક્રાંતિનો સમયગાળો કરોડો વર્ષોનો છે અને તેમની ભ્રમણકક્ષાની ગતિ 300 કિમી/સેકન્ડ સુધી પહોંચે છે. સામાન્ય રીતે ડિસ્ક રોટેશન સ્પીડ તેના મહત્તમ મૂલ્ય સુધી પહોંચે છે ( વી એમકેન્દ્રથી અમુક અંતરે ( આર એમ), અને પછી ઘટે છે (ફિગ. 8). આપણી ગેલેક્સીની નજીક વી એમ= 230 કિમી/સેકન્ડ અંતરે આર એમ= 40 હજાર સેન્ટ. કેન્દ્રથી વર્ષો:

ચોખા. 7. ગેલેક્સીની સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓ, એક ધરીની આસપાસ ફરે છે એન, જ્યારે સ્પેક્ટ્રોગ્રાફ સ્લિટ અક્ષ સાથે લક્ષી હોય છે ab. આકાશગંગાની પાછળની ધારથી રેખા ( b) લાલ બાજુ (R) તરફ વળેલું છે, અને નજીકની ધારથી ( a) - અલ્ટ્રાવાયોલેટ (યુવી) થી.

ચોખા. 8. ગેલેક્સી રોટેશન કર્વ. રોટેશનલ સ્પીડ વી r મહત્તમ મૂલ્ય સુધી પહોંચે છે વીના અંતરે એમ આરઆકાશગંગાના કેન્દ્રમાંથી M અને પછી ધીમે ધીમે ઘટે છે.

તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રામાં શોષણ રેખાઓ અને ઉત્સર્જન રેખાઓ સમાન આકાર ધરાવે છે, તેથી, ડિસ્કમાંના તારાઓ અને ગેસ એક જ દિશામાં સમાન ગતિએ ફરે છે. જ્યારે, ડિસ્કમાં શ્યામ ધૂળની ગલીઓના સ્થાન દ્વારા, આપણે સમજી શકીએ છીએ કે ગેલેક્સીની કઈ ધાર આપણી નજીક છે, ત્યારે આપણે સર્પાકાર હાથના વળાંકની દિશા શોધી શકીએ છીએ: તમામ અભ્યાસ કરેલ તારાવિશ્વોમાં તેઓ પાછળ રહે છે, એટલે કે, કેન્દ્રથી દૂર જતા, હાથ દિશા પરિભ્રમણની વિરુદ્ધ દિશામાં વળે છે.

પરિભ્રમણ વળાંકનું વિશ્લેષણ આપણને આકાશગંગાના સમૂહને નિર્ધારિત કરવાની મંજૂરી આપે છે. સૌથી સરળ કિસ્સામાં, ગુરુત્વાકર્ષણ બળને કેન્દ્રત્યાગી બળ સાથે સરખાવીને, આપણે તારાની ભ્રમણકક્ષાની અંદર ગેલેક્સીનો સમૂહ મેળવીએ છીએ: એમ = આરવી આર 2 /જી, ક્યાં જી- ગુરુત્વાકર્ષણની સ્થિરતા. પેરિફેરલ તારાઓની ગતિનું વિશ્લેષણ તમને કુલ સમૂહનો અંદાજ લગાવવા દે છે. આપણી ગેલેક્સી પાસે આશરે સમૂહ છે. 210 11 સૌર સમૂહ, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા 410 11 માટે, મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડ માટે – 1510 9 . ડિસ્ક તારાવિશ્વોના સમૂહ તેમની તેજસ્વીતાના આશરે પ્રમાણસર છે ( એલ), તેથી સંબંધ M/Lતેઓ લગભગ સમાન છે અને વાદળી કિરણોમાં તેજસ્વીતા માટે સમાન છે M/L સૌર દળ અને તેજના એકમોમાં 5.

ગોળાકાર આકાશગંગાના સમૂહનો અંદાજ એ જ રીતે કરી શકાય છે, ડિસ્ક પરિભ્રમણની ગતિને બદલે આકાશગંગામાં તારાઓની અસ્તવ્યસ્ત ગતિની ઝડપને ધ્યાનમાં રાખીને (  વિ), જે સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓની પહોળાઈ દ્વારા માપવામાં આવે છે અને તેને વેગ વિક્ષેપ કહેવામાં આવે છે: એમ  આર વિ 2 /જી, ક્યાં આર- આકાશગંગાની ત્રિજ્યા (વાયરલ પ્રમેય). લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં તારાઓનો વેગ પ્રસરણ સામાન્ય રીતે 50 થી 300 કિમી/સેકંડનો હોય છે, અને વામન પ્રણાલીઓમાં 10 9 સૌર દળથી વિશાળ તારાઓમાં 10 12 જેટલો હોય છે.

રેડિયો ઉત્સર્જનઆકાશગંગાની શોધ 1931માં કે. જાન્સકી દ્વારા કરવામાં આવી હતી. આકાશગંગાનો પ્રથમ રેડિયો નકશો જી. રેબર દ્વારા 1945માં પ્રાપ્ત થયો હતો. આ કિરણોત્સર્ગ તરંગલંબાઈની વિશાળ શ્રેણીમાં આવે છે.  અથવા ફ્રીક્વન્સીઝ  = c/ , ઘણા મેગાહર્ટ્ઝમાંથી (  100 મીટર) દસ ગીગાહર્ટ્ઝ સુધી (   1 સેમી), અને તેને "સતત" કહેવામાં આવે છે. તેના માટે ઘણી ભૌતિક પ્રક્રિયાઓ જવાબદાર છે, જેમાંથી સૌથી મહત્ત્વની છે આંતરસ્ટેલર ઈલેક્ટ્રોનમાંથી સિંક્રોટ્રોન રેડિયેશન જે નબળા ઈન્ટરસ્ટેલર મેગ્નેટિક ફિલ્ડમાં લગભગ પ્રકાશની ઝડપે ગતિ કરે છે. 1950 માં, આર. બ્રાઉન અને કે. હેઝાર્ડ (જોડ્રેલ બેંક, ઇંગ્લેન્ડ) દ્વારા એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલામાંથી 1.9 મીટરની તરંગલંબાઇ પર સતત ઉત્સર્જનની શોધ કરવામાં આવી હતી, અને પછી અન્ય ઘણી તારાવિશ્વોમાંથી. સામાન્ય તારાવિશ્વો, જેમ કે આપણી અથવા M 31, રેડિયો તરંગોના નબળા સ્ત્રોત છે. તેઓ રેડિયો શ્રેણીમાં તેમની ઓપ્ટિકલ શક્તિનો માંડ એક મિલિયનમો ભાગ ઉત્સર્જિત કરે છે. પરંતુ કેટલીક અસામાન્ય તારાવિશ્વોમાં આ રેડિયેશન વધુ મજબૂત હોય છે. સૌથી નજીકની "રેડિયો આકાશગંગા" કન્યા A (M 87), Centaur A (NGC 5128) અને Perseus A (NGC 1275) ઓપ્ટિકલની 10 –4 10 –3 રેડિયો તેજ ધરાવે છે. અને દુર્લભ પદાર્થો માટે, જેમ કે રેડિયો ગેલેક્સી સિગ્નસ A, આ ગુણોત્તર એકતાની નજીક છે. આ શક્તિશાળી રેડિયો સ્ત્રોતની શોધના થોડા વર્ષો પછી જ તેની સાથે સંકળાયેલ એક અસ્પષ્ટ આકાશગંગા શોધવાનું શક્ય હતું. ઘણા અસ્પષ્ટ રેડિયો સ્ત્રોતો, જે કદાચ દૂરના તારાવિશ્વો સાથે સંકળાયેલા છે, હજુ સુધી ઓપ્ટિકલ પદાર્થો સાથે ઓળખાયા નથી.

ગેલેક્સી એ તારાઓ, ગેસ અને ધૂળની વિશાળ રચના છે જે ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા એકસાથે રાખવામાં આવે છે. બ્રહ્માંડના આ સૌથી મોટા સંયોજનો આકાર અને કદમાં ભિન્ન હોઈ શકે છે. મોટાભાગના અવકાશ પદાર્થો ચોક્કસ આકાશગંગાનો ભાગ છે. આ તારાઓ, ગ્રહો, ઉપગ્રહો, નિહારિકાઓ, બ્લેક હોલ અને એસ્ટરોઇડ છે. કેટલીક તારાવિશ્વોમાં મોટી માત્રામાં અદ્રશ્ય શ્યામ ઊર્જા હોય છે. હકીકત એ છે કે તારાવિશ્વો ખાલી જગ્યા દ્વારા અલગ પડે છે, તેઓ અલંકારિક રીતે કોસ્મિક રણમાં ઓએઝ કહેવાય છે.

	લંબગોળ આકાશગંગા	સર્પાકાર આકાશગંગા	ખોટી ગેલેક્સી
ગોળાકાર ઘટક	સમગ્ર આકાશગંગા	ખાવું	ખૂબ જ નબળા
સ્ટાર ડિસ્ક	કોઈ અથવા નબળી રીતે વ્યક્ત	મુખ્ય ઘટક	મુખ્ય ઘટક
ગેસ અને ડસ્ટ ડિસ્ક	ના	ખાવું	ખાવું
સર્પાકાર શાખાઓ	ના અથવા ફક્ત કોર નજીક	ખાવું	ના
સક્રિય કોરો	મળો	મળો	ના
	20%	55%	5%

આપણી આકાશગંગા

આપણી સૌથી નજીકનો તારો, સૂર્ય, આકાશગંગાના અબજ તારાઓમાંનો એક છે. તારાઓવાળા રાત્રિના આકાશને જોતા, તારાઓથી પથરાયેલી વિશાળ પટ્ટીની નોંધ લેવી મુશ્કેલ છે. પ્રાચીન ગ્રીક લોકો આ તારાઓના સમૂહને ગેલેક્સી કહે છે.

જો આપણને આ સ્ટાર સિસ્ટમને બહારથી જોવાની તક મળે, તો આપણે એક ઓલેટેડ બોલ જોશું જેમાં 150 અબજથી વધુ તારાઓ છે. આપણી આકાશગંગામાં એવા પરિમાણો છે જેની કલ્પના કરવી મુશ્કેલ છે. પ્રકાશનું કિરણ સેંકડો હજારો પૃથ્વી વર્ષો સુધી એક બાજુથી બીજી તરફ પ્રવાસ કરે છે! આપણી ગેલેક્સીનું કેન્દ્ર એક કોર દ્વારા કબજે કરવામાં આવ્યું છે, જેમાંથી તારાઓથી ભરેલી વિશાળ સર્પાકાર શાખાઓ વિસ્તરે છે. સૂર્યથી ગેલેક્સીના કોર સુધીનું અંતર 30 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે. સૂર્યમંડળ આકાશગંગાની બહાર સ્થિત છે.

ગેલેક્સીમાં તારાઓ, કોસ્મિક બોડીના વિશાળ સંચય હોવા છતાં, દુર્લભ છે. ઉદાહરણ તરીકે, નજીકના તારાઓ વચ્ચેનું અંતર તેમના વ્યાસ કરતા કરોડો ગણું વધારે છે. એવું ન કહી શકાય કે બ્રહ્માંડમાં તારાઓ અવ્યવસ્થિત રીતે વિખરાયેલા છે. તેમનું સ્થાન ગુરુત્વાકર્ષણ બળો પર આધારિત છે જે ચોક્કસ વિમાનમાં અવકાશી પદાર્થને પકડી રાખે છે. તેમના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રો ધરાવતી તારાઓની પ્રણાલીઓને તારાવિશ્વો કહેવામાં આવે છે. તારાઓ ઉપરાંત, આકાશગંગામાં ગેસ અને તારાઓની ધૂળનો સમાવેશ થાય છે.

તારાવિશ્વોની રચના.

બ્રહ્માંડ અન્ય ઘણી તારાવિશ્વોથી પણ બનેલું છે. આપણી સૌથી નજીકના લોકો 150 હજાર પ્રકાશવર્ષના અંતરે દૂર છે. તેઓ દક્ષિણ ગોળાર્ધના આકાશમાં નાના ધુમ્મસવાળા સ્થળોના રૂપમાં જોઈ શકાય છે. તેઓનું સૌપ્રથમ વર્ણન પિગાફેટ દ્વારા કરવામાં આવ્યું હતું, જે સમગ્ર વિશ્વમાં મેગેલેનિક અભિયાનના સભ્ય હતા. તેઓ મોટા અને નાના મેગેલેનિક વાદળોના નામ હેઠળ વિજ્ઞાનમાં પ્રવેશ્યા.

આપણી સૌથી નજીકની ગેલેક્સી એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા છે. તેણી પાસે ખૂબ જ છે મોટા કદ, તેથી સામાન્ય દૂરબીન વડે પૃથ્વી પરથી દેખાય છે, અને સ્પષ્ટ હવામાનમાં - નરી આંખે પણ.

આકાશગંગાની રચના અવકાશમાં વિશાળ સર્પાકાર બહિર્મુખ જેવું લાગે છે. એક સર્પાકાર હાથ પર, કેન્દ્રથી ¾ અંતરે, સૂર્યમંડળ છે. આકાશગંગામાંની દરેક વસ્તુ કેન્દ્રિય કોરની આસપાસ ફરે છે અને તેના ગુરુત્વાકર્ષણ બળને આધીન છે. 1962 માં, ખગોળશાસ્ત્રી એડવિન હબલે તારાવિશ્વોને તેમના આકારના આધારે વર્ગીકૃત કર્યા. વૈજ્ઞાનિકે તમામ તારાવિશ્વોને લંબગોળ, સર્પાકાર, અનિયમિત અને અવરોધિત તારાવિશ્વોમાં વિભાજિત કર્યા.

ખગોળશાસ્ત્રીય સંશોધન માટે સુલભ બ્રહ્માંડના ભાગમાં, અબજો તારાવિશ્વો છે. સામૂહિક રીતે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ તેમને મેટાગાલેક્સી કહે છે.

બ્રહ્માંડની તારાવિશ્વો

તારાવિશ્વોને ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા એકસાથે રાખવામાં આવેલા તારાઓ, ગેસ અને ધૂળના મોટા જૂથો દ્વારા રજૂ કરવામાં આવે છે. તેઓ આકાર અને કદમાં નોંધપાત્ર રીતે બદલાઈ શકે છે. મોટા ભાગના અવકાશ પદાર્થો અમુક આકાશગંગાના છે. આ બ્લેક હોલ, એસ્ટરોઇડ, ઉપગ્રહો અને ગ્રહો સાથેના તારાઓ, નિહારિકાઓ, ન્યુટ્રોન ઉપગ્રહો છે.

બ્રહ્માંડની મોટાભાગની તારાવિશ્વોમાં અદૃશ્ય શ્યામ ઊર્જાનો મોટો જથ્થો છે. વિવિધ તારાવિશ્વો વચ્ચેની જગ્યા ખાલી ગણવામાં આવતી હોવાથી, તેઓને અવકાશની શૂન્યતામાં મોટાભાગે ઓસીસ કહેવામાં આવે છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્ય નામનો તારો આપણા બ્રહ્માંડમાં સ્થિત આકાશગંગાના અબજો તારાઓમાંનો એક છે. સૂર્યમંડળ આ સર્પાકારના કેન્દ્રથી ¾ અંતરે સ્થિત છે. આ આકાશગંગામાં, દરેક વસ્તુ સતત કેન્દ્રિય કોરની આસપાસ ફરે છે, જે તેના ગુરુત્વાકર્ષણનું પાલન કરે છે. જો કે, કોર પણ ગેલેક્સી સાથે ફરે છે. તે જ સમયે, બધી તારાવિશ્વો સુપર ઝડપે આગળ વધે છે.
ખગોળશાસ્ત્રી એડવિન હબલે 1962 માં બ્રહ્માંડની તારાવિશ્વોનું તાર્કિક વર્ગીકરણ કર્યું, તેમના આકારને ધ્યાનમાં લઈને. હવે તારાવિશ્વોને 4 મુખ્ય જૂથોમાં વહેંચવામાં આવ્યા છે: લંબગોળ, સર્પાકાર, અવરોધિત અને અનિયમિત તારાવિશ્વો.
આપણા બ્રહ્માંડમાં સૌથી મોટી ગેલેક્સી કઈ છે?
બ્રહ્માંડની સૌથી મોટી ગેલેક્સી એબેલ 2029 ક્લસ્ટરમાં સ્થિત સુપરજાયન્ટ લેન્ટિક્યુલર ગેલેક્સી છે.

સર્પાકાર તારાવિશ્વો

તે તારાવિશ્વો છે જેનો આકાર તેજસ્વી કેન્દ્ર (કોર) સાથે સપાટ સર્પાકાર ડિસ્ક જેવો હોય છે. આકાશગંગા એ એક લાક્ષણિક સર્પાકાર આકાશગંગા છે. સર્પાકાર તારાવિશ્વોને સામાન્ય રીતે S અક્ષરથી કહેવામાં આવે છે; તેઓ 4 પેટાજૂથોમાં વિભાજિત થાય છે: Sa, So, Sc અને Sb. સો જૂથની તારાવિશ્વો તેજસ્વી મધ્યવર્તી કેન્દ્રો દ્વારા અલગ પડે છે જેમાં સર્પાકાર હાથ નથી. સા તારાવિશ્વોની વાત કરીએ તો, તેઓ કેન્દ્રિય કોર ફરતે ચુસ્તપણે ઘવાયેલા ગાઢ સર્પાકાર હાથ દ્વારા અલગ પડે છે. Sc અને Sb તારાવિશ્વોના હાથ ભાગ્યે જ કોરને ઘેરે છે.

મેસિયર કેટેલોગની સર્પાકાર તારાવિશ્વો

અવરોધિત તારાવિશ્વો

બાર ગેલેક્સીઓ સર્પાકાર તારાવિશ્વો જેવી જ છે, પરંતુ તેમાં એક તફાવત છે. આવી તારાવિશ્વોમાં, સર્પાકાર મૂળથી નહીં, પરંતુ પુલથી શરૂ થાય છે. તમામ તારાવિશ્વોમાંથી લગભગ 1/3 આ શ્રેણીમાં આવે છે. તેઓ સામાન્ય રીતે SB અક્ષરો દ્વારા નિયુક્ત કરવામાં આવે છે. બદલામાં, તેઓ 3 પેટાજૂથો Sbc, SBb, SBA માં વહેંચાયેલા છે. આ ત્રણ જૂથો વચ્ચેનો તફાવત જમ્પર્સના આકાર અને લંબાઈ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે, જ્યાં હકીકતમાં, સર્પાકારના હાથ શરૂ થાય છે.

મેસિયર કેટલોગ બાર સાથે સર્પાકાર તારાવિશ્વો

લંબગોળ તારાવિશ્વો

તારાવિશ્વોનો આકાર સંપૂર્ણ ગોળાકારથી વિસ્તરેલ અંડાકાર સુધી બદલાઈ શકે છે. તેમના વિશિષ્ટ લક્ષણકેન્દ્રીય તેજસ્વી કોરની ગેરહાજરી છે. તેઓ અક્ષર E દ્વારા નિયુક્ત કરવામાં આવે છે અને 6 પેટાજૂથોમાં વિભાજિત થાય છે (આકાર અનુસાર). આવા સ્વરૂપો E0 થી E7 સુધી નિયુક્ત કરવામાં આવે છે. પ્રથમ રાશિઓ લગભગ છે ગોળાકાર આકાર, જ્યારે E7 અત્યંત વિસ્તરેલ આકાર દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે.

મેસિયર કેટેલોગની લંબગોળ તારાવિશ્વો

અનિયમિત તારાવિશ્વો

તેમની પાસે કોઈ ઉચ્ચારણ માળખું અથવા આકાર નથી. અનિયમિત તારાવિશ્વોને સામાન્ય રીતે 2 વર્ગોમાં વહેંચવામાં આવે છે: IO અને Im. સૌથી સામાન્ય તારાવિશ્વોનો ઇમ વર્ગ છે (તેની રચનાનો માત્ર થોડો સંકેત છે). કેટલાક કિસ્સાઓમાં, હેલિકલ અવશેષો દૃશ્યમાન છે. IO એ તારાવિશ્વોના વર્ગનો છે જે આકારમાં અસ્તવ્યસ્ત છે. નાના અને મોટા મેગેલેનિક વાદળો - તેજસ્વી ઉદાહરણહું વર્ગ છું.

મેસિયર કેટેલોગની અનિયમિત તારાવિશ્વો

તારાવિશ્વોના મુખ્ય પ્રકારોની લાક્ષણિકતાઓનું કોષ્ટક

	લંબગોળ આકાશગંગા	સર્પાકાર આકાશગંગા	ખોટી ગેલેક્સી
ગોળાકાર ઘટક	સમગ્ર આકાશગંગા	ખાવું	ખૂબ જ નબળા
સ્ટાર ડિસ્ક	કોઈ અથવા નબળી રીતે વ્યક્ત	મુખ્ય ઘટક	મુખ્ય ઘટક
ગેસ અને ડસ્ટ ડિસ્ક	ના	ખાવું	ખાવું
સર્પાકાર શાખાઓ	ના અથવા ફક્ત કોર નજીક	ખાવું	ના
સક્રિય કોરો	મળો	મળો	ના
કુલ તારાવિશ્વોની ટકાવારી	20%	55%	5%

તારાવિશ્વોનું મોટું પોટ્રેટ

થોડા સમય પહેલા, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ સમગ્ર બ્રહ્માંડમાં તારાવિશ્વોના સ્થાનને ઓળખવા માટે સંયુક્ત પ્રોજેક્ટ પર કામ કરવાનું શરૂ કર્યું. તેમનો ધ્યેય મોટા ભીંગડા પર બ્રહ્માંડની એકંદર રચના અને આકારનું વધુ વિગતવાર ચિત્ર મેળવવાનું છે. કમનસીબે, ઘણા લોકો માટે બ્રહ્માંડના માપને સમજવું મુશ્કેલ છે. અમારી ગેલેક્સી લો, જેમાં સો અબજ કરતાં વધુ તારાઓ છે. બ્રહ્માંડમાં અબજો વધુ તારાવિશ્વો છે. દૂરની તારાવિશ્વોની શોધ કરવામાં આવી છે, પરંતુ આપણે તેમનો પ્રકાશ લગભગ 9 અબજ વર્ષો પહેલા જેવો જ જોઈએ છીએ (આપણે આટલા મોટા અંતરથી અલગ થઈ ગયા છીએ).

ખગોળશાસ્ત્રીઓએ જાણ્યું કે મોટાભાગની તારાવિશ્વો ચોક્કસ જૂથની છે (તે "ક્લસ્ટર" તરીકે ઓળખાય છે). આકાશગંગા એક ક્લસ્ટરનો ભાગ છે, જે બદલામાં ચાલીસ જાણીતી તારાવિશ્વોનો સમાવેશ કરે છે. સામાન્ય રીતે, આમાંના મોટાભાગના ક્લસ્ટર સુપરક્લસ્ટર્સ તરીકે ઓળખાતા વધુ મોટા જૂથનો ભાગ છે.

અમારું ક્લસ્ટર સુપરક્લસ્ટરનો એક ભાગ છે, જેને સામાન્ય રીતે કન્યા ક્લસ્ટર કહેવામાં આવે છે. આવા વિશાળ ક્લસ્ટરમાં 2 હજારથી વધુ તારાવિશ્વોનો સમાવેશ થાય છે. તે સમયે જ્યારે ખગોળશાસ્ત્રીઓએ આ તારાવિશ્વોના સ્થાનનો નકશો બનાવ્યો, ત્યારે સુપરક્લસ્ટર્સ એક નક્કર સ્વરૂપ લેવાનું શરૂ કર્યું. વિશાળ પરપોટા અથવા ખાલી જગ્યાઓ દેખાય છે તેની આસપાસ મોટા સુપર ક્લસ્ટરો ભેગા થયા છે. આ કેવું માળખું છે, હજુ સુધી કોઈ જાણતું નથી. અમે સમજી શકતા નથી કે આ ખાલી જગ્યાઓની અંદર શું હોઈ શકે છે. ધારણા દ્વારા, તેઓ વૈજ્ઞાનિકો માટે અજાણ્યા ચોક્કસ પ્રકારથી ભરેલા હોઈ શકે છે શ્યામ પદાર્થઅથવા અંદર ખાલી જગ્યા છે. આવા ખાલીપોની પ્રકૃતિને જાણતા પહેલા ઘણો સમય લાગશે.

ગેલેક્ટીક કમ્પ્યુટિંગ

એડવિન હબલ ગેલેક્ટીક સંશોધનના સ્થાપક છે. ગેલેક્સીના ચોક્કસ અંતરની ગણતરી કેવી રીતે કરવી તે નિર્ધારિત કરનાર તે પ્રથમ છે. તેમના સંશોધનમાં, તેમણે તારાઓના ધબકારા મારવાની પદ્ધતિ પર આધાર રાખ્યો, જે સેફિડ્સ તરીકે વધુ જાણીતા છે. વૈજ્ઞાનિક તેજના એક પલ્સેશનને પૂર્ણ કરવા માટે જરૂરી સમયગાળા અને તારો જે ઊર્જા છોડે છે તે વચ્ચેના જોડાણને નોંધવામાં સક્ષમ હતા. તેમના સંશોધનના પરિણામો ગેલેક્ટીક સંશોધનના ક્ષેત્રમાં એક મોટી સફળતા બની ગયા. વધુમાં, તેમણે શોધ્યું કે આકાશગંગા દ્વારા ઉત્સર્જિત લાલ સ્પેક્ટ્રમ અને તેના અંતર (હબલ સતત) વચ્ચે સહસંબંધ છે.

આજકાલ, ખગોળશાસ્ત્રીઓ સ્પેક્ટ્રમમાં રેડશિફ્ટની માત્રાને માપીને આકાશગંગાના અંતર અને ગતિને માપી શકે છે. તે જાણીતું છે કે બ્રહ્માંડની તમામ આકાશગંગાઓ એકબીજાથી દૂર જઈ રહી છે. આકાશગંગા પૃથ્વીથી જેટલી દૂર છે, તેટલી તેની ગતિવિધિની ગતિ વધારે છે.

આ સિદ્ધાંતની કલ્પના કરવા માટે, ફક્ત તમારી જાતને 50 કિમી પ્રતિ કલાકની ઝડપે ચાલતી કાર ચલાવવાની કલ્પના કરો. તમારી સામેની કાર 50 કિમી પ્રતિ કલાકની ઝડપે ચલાવી રહી છે, એટલે કે તેની સ્પીડ 100 કિમી પ્રતિ કલાક છે. તેની સામે બીજી કાર છે, જે વધુ 50 કિમી પ્રતિ કલાકની ઝડપે આગળ વધી રહી છે. જો કે તમામ 3 કારની ઝડપ 50 કિમી પ્રતિ કલાકથી અલગ હશે, પરંતુ પ્રથમ કાર ખરેખર તમારાથી 100 કિમી પ્રતિ કલાકની ઝડપે દૂર જઈ રહી છે. કારણ કે લાલ સ્પેક્ટ્રમ આકાશગંગાની આપણાથી દૂર જતી ઝડપ વિશે બોલે છે, તેથી નીચે આપેલ પ્રાપ્ત થાય છે: લાલ શિફ્ટ જેટલી વધારે છે, ગેલેક્સી જેટલી ઝડપથી ખસે છે અને તે આપણાથી વધુ અંતર ધરાવે છે.

વૈજ્ઞાનિકોને નવી આકાશગંગાઓ શોધવામાં મદદ કરવા માટે અમારી પાસે હવે નવા સાધનો છે. હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપનો આભાર, વૈજ્ઞાનિકો તે જોવા માટે સક્ષમ હતા જેનું તેઓ પહેલા માત્ર સ્વપ્ન જોઈ શકતા હતા. આ ટેલિસ્કોપની ઉચ્ચ શક્તિ નજીકના તારાવિશ્વોમાં પણ નાની વિગતોની સારી દૃશ્યતા પ્રદાન કરે છે અને તમને વધુ દૂરના લોકોનો અભ્યાસ કરવાની મંજૂરી આપે છે જે હજી સુધી કોઈને ખબર નથી. હાલમાં, નવા અવકાશ અવલોકન સાધનો વિકાસ હેઠળ છે, અને નજીકના ભવિષ્યમાં તેઓ બ્રહ્માંડની રચનાની ઊંડી સમજ મેળવવામાં મદદ કરશે.

તારાવિશ્વોના પ્રકાર

• સર્પાકાર તારાવિશ્વો. આકાર ઉચ્ચારણ કેન્દ્ર, કહેવાતા કોર સાથે સપાટ સર્પાકાર ડિસ્ક જેવું લાગે છે. આપણી આકાશગંગા આ શ્રેણીમાં આવે છે. પોર્ટલ સાઇટના આ વિભાગમાં તમને આપણા ગેલેક્સીના અવકાશ પદાર્થોનું વર્ણન કરતા ઘણા જુદા જુદા લેખો મળશે.
• અવરોધિત તારાવિશ્વો. તેઓ સર્પાકાર જેવા હોય છે, ફક્ત તેઓ એક નોંધપાત્ર તફાવતમાં તેમનાથી અલગ પડે છે. સર્પાકાર કોરથી વિસ્તરેલ નથી, પરંતુ કહેવાતા જમ્પર્સથી. બ્રહ્માંડની તમામ તારાવિશ્વોમાંથી એક તૃતીયાંશ આ શ્રેણીને આભારી હોઈ શકે છે.
• લંબગોળ તારાવિશ્વો ધરાવે છે વિવિધ સ્વરૂપો: સંપૂર્ણ ગોળાકારથી અંડાકાર સુધી વિસ્તરેલ. સર્પાકારની તુલનામાં, તેમની પાસે કેન્દ્રિય, ઉચ્ચારણ કોરનો અભાવ છે.
• અનિયમિત તારાવિશ્વો પાસે નથી લાક્ષણિક આકારઅથવા માળખું. તેઓ ઉપર સૂચિબદ્ધ કોઈપણ પ્રકારોમાં વર્ગીકૃત કરી શકાતા નથી. બ્રહ્માંડની વિશાળતામાં ઘણી ઓછી અનિયમિત તારાવિશ્વો છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓએ તાજેતરમાં બ્રહ્માંડમાં તમામ તારાવિશ્વોના સ્થાનને ઓળખવા માટે એક સંયુક્ત પ્રોજેક્ટ શરૂ કર્યો છે. વૈજ્ઞાનિકોને આશા છે કે મોટા પાયે તેની રચનાનું સ્પષ્ટ ચિત્ર મળશે. બ્રહ્માંડનું કદ માનવ વિચાર અને સમજ માટે અંદાજ લગાવવું મુશ્કેલ છે. આપણી આકાશગંગા એકલા સેંકડો અબજો તારાઓનો સંગ્રહ છે. અને આવી અબજો તારાવિશ્વો છે. આપણે શોધેલી દૂરની તારાવિશ્વોમાંથી પ્રકાશ જોઈ શકીએ છીએ, પરંતુ એનો અર્થ એ પણ નથી કે આપણે ભૂતકાળમાં જોઈ રહ્યા છીએ, કારણ કે પ્રકાશ કિરણો અબજો વર્ષોમાં આપણા સુધી પહોંચે છે, આટલું મોટું અંતર આપણને અલગ કરે છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓ મોટાભાગની તારાવિશ્વોને ક્લસ્ટર તરીકે ઓળખાતા ચોક્કસ જૂથો સાથે પણ સાંકળે છે. આપણી આકાશગંગા એક ક્લસ્ટરની છે જેમાં 40 અન્વેષિત તારાવિશ્વોનો સમાવેશ થાય છે. આવા ક્લસ્ટરોને સુપરક્લસ્ટર્સ તરીકે ઓળખાતા મોટા જૂથોમાં જોડવામાં આવે છે. આપણી ગેલેક્સી સાથેનું ક્લસ્ટર કન્યા સુપરક્લસ્ટરનો ભાગ છે. આ વિશાળ ક્લસ્ટરમાં 2 હજારથી વધુ તારાવિશ્વો છે. વૈજ્ઞાનિકોએ આ તારાવિશ્વોના સ્થાનનો નકશો દોરવાનું શરૂ કર્યા પછી, સુપરક્લસ્ટર્સે ચોક્કસ આકારો મેળવ્યા. મોટાભાગના ગેલેક્ટીક સુપરક્લસ્ટર્સ વિશાળ ખાલી જગ્યાઓથી ઘેરાયેલા હતા. આ ખાલી જગ્યાઓની અંદર શું હોઈ શકે છે તે કોઈ જાણતું નથી: આંતરગ્રહીય અવકાશ જેવી બાહ્ય અવકાશ અથવા પદાર્થનું નવું સ્વરૂપ. આ રહસ્ય ઉકેલવામાં ઘણો સમય લાગશે.

તારાવિશ્વોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા

કોસ્મિક સિસ્ટમ્સના ઘટકો તરીકે તારાવિશ્વોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાનો પ્રશ્ન વૈજ્ઞાનિકો માટે ઓછો રસપ્રદ નથી. તે કોઈ રહસ્ય નથી કે અવકાશ પદાર્થો સતત ગતિમાં છે. ગેલેક્સીઓ આ નિયમમાં અપવાદ નથી. અમુક પ્રકારની તારાવિશ્વો બે કોસ્મિક સિસ્ટમોના અથડામણ અથવા વિલીનીકરણનું કારણ બની શકે છે. જો તમે સમજો છો કે આ અવકાશ પદાર્થો કેવી રીતે દેખાય છે, તો તેમની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાના પરિણામે મોટા પાયે ફેરફારો વધુ સમજી શકાય તેવું બને છે. બે અવકાશ પ્રણાલીઓની અથડામણ દરમિયાન, ઊર્જાનો વિશાળ જથ્થો બહાર આવે છે. બ્રહ્માંડની વિશાળતામાં બે તારાવિશ્વોનું મિલન એ બે તારાઓની અથડામણ કરતાં પણ વધુ સંભવિત ઘટના છે. તારાવિશ્વોની અથડામણ હંમેશા વિસ્ફોટ સાથે સમાપ્ત થતી નથી. એક નાની અવકાશ પ્રણાલી તેના મોટા સમકક્ષ દ્વારા મુક્તપણે પસાર થઈ શકે છે, તેની રચનામાં થોડો ફેરફાર કરે છે.

આમ, રચનાઓની રચના સમાન છે દેખાવલાંબા કોરિડોર પર. તેઓ તારાઓ અને વાયુયુક્ત ઝોન ધરાવે છે, અને નવા તારાઓ ઘણીવાર રચાય છે. એવા સમયે હોય છે જ્યારે તારાવિશ્વો અથડાતા નથી, પરંતુ માત્ર હળવાશથી એકબીજાને સ્પર્શે છે. જો કે, આવી ક્રિયાપ્રતિક્રિયા પણ બદલી ન શકાય તેવી પ્રક્રિયાઓની સાંકળને ટ્રિગર કરે છે જે બંને તારાવિશ્વોની રચનામાં મોટા ફેરફારો તરફ દોરી જાય છે.

આપણી આકાશગંગાનું ભવિષ્ય કેવું રાહ જોઈ રહ્યું છે?

વૈજ્ઞાનિકો સૂચવે છે તેમ, શક્ય છે કે દૂરના ભવિષ્યમાં આકાશગંગા એક નાના કોસ્મિક કદના ઉપગ્રહ સિસ્ટમને શોષી શકશે, જે આપણાથી 50 પ્રકાશવર્ષના અંતરે સ્થિત છે. સંશોધન દર્શાવે છે કે આ ઉપગ્રહ લાંબા જીવનની સંભાવના ધરાવે છે, પરંતુ જો તે તેના વિશાળ પાડોશી સાથે અથડાય છે, તો તે મોટે ભાગે તેના અલગ અસ્તિત્વને સમાપ્ત કરશે. ખગોળશાસ્ત્રીઓ પણ આકાશગંગા અને એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા વચ્ચેની અથડામણની આગાહી કરે છે. આકાશગંગાઓ પ્રકાશની ઝડપે એકબીજા તરફ આગળ વધે છે. સંભવિત અથડામણની રાહ લગભગ ત્રણ અબજ પૃથ્વી વર્ષ છે. જો કે, હવે તે ખરેખર બનશે કે કેમ તે બંને સ્પેસ સિસ્ટમ્સની હિલચાલ પરના ડેટાના અભાવને કારણે અનુમાન કરવું મુશ્કેલ છે.

પર તારાવિશ્વોનું વર્ણનકવંત. અવકાશ

પોર્ટલ સાઇટ તમને રસપ્રદ અને આકર્ષક જગ્યાની દુનિયામાં લઈ જશે. તમે બ્રહ્માંડની રચનાની પ્રકૃતિ શીખી શકશો, પ્રખ્યાત વિશાળ તારાવિશ્વોની રચના અને તેમના ઘટકોથી પરિચિત થશો. આપણી આકાશગંગા વિશેના લેખો વાંચીને, આપણે રાત્રિના આકાશમાં અવલોકન કરી શકાય તેવી કેટલીક ઘટનાઓ વિશે વધુ સ્પષ્ટ બનીએ છીએ.

તમામ તારાવિશ્વો પૃથ્વીથી ઘણા અંતરે છે. નરી આંખે માત્ર ત્રણ તારાવિશ્વો જોઈ શકાય છે: મોટા અને નાના મેગેલેનિક વાદળો અને એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા. બધી તારાવિશ્વોની ગણતરી કરવી અશક્ય છે. વૈજ્ઞાનિકોનો અંદાજ છે કે તેમની સંખ્યા લગભગ 100 અબજ છે. તારાવિશ્વોનું અવકાશી વિતરણ અસમાન છે - એક પ્રદેશમાં તેમાંથી મોટી સંખ્યામાં હોઈ શકે છે, જ્યારે બીજામાં એક પણ નાની ગેલેક્સી હશે નહીં. 90 ના દાયકાની શરૂઆત સુધી ખગોળશાસ્ત્રીઓ વ્યક્તિગત તારાઓમાંથી તારાવિશ્વોની છબીઓને અલગ કરવામાં અસમર્થ હતા. આ સમયે, વ્યક્તિગત તારાઓ સાથે લગભગ 30 તારાવિશ્વો હતા. તે બધાને સ્થાનિક જૂથને સોંપવામાં આવ્યા હતા. 1990 માં, વિજ્ઞાન તરીકે ખગોળશાસ્ત્રના વિકાસમાં એક ભવ્ય ઘટના બની હતી - હબલ ટેલિસ્કોપ પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષામાં લોંચ કરવામાં આવી હતી. તે આ તકનીક હતી, તેમજ નવા ગ્રાઉન્ડ-આધારિત 10-મીટર ટેલિસ્કોપ્સ, જેણે તેને નોંધપાત્ર રીતે જોવાનું શક્ય બનાવ્યું હતું. મોટી સંખ્યામાન્ય તારાવિશ્વો.

આજે, વિશ્વના "ખગોળશાસ્ત્રીય દિમાગ" તારાવિશ્વોના નિર્માણમાં શ્યામ પદાર્થની ભૂમિકા વિશે માથું ખંજવાળી રહ્યા છે, જે ફક્ત ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયામાં જ પ્રગટ થાય છે. ઉદાહરણ તરીકે, કેટલીક મોટી તારાવિશ્વોમાં તે કુલ દળના 90% જેટલો ભાગ બનાવે છે, જ્યારે વામન તારાવિશ્વોમાં તે બિલકુલ સમાવી શકાતું નથી.

તારાવિશ્વોની ઉત્ક્રાંતિ

વૈજ્ઞાનિકો માને છે કે તારાવિશ્વોનો ઉદભવ એ બ્રહ્માંડના ઉત્ક્રાંતિનો એક કુદરતી તબક્કો છે, જે ગુરુત્વાકર્ષણ બળોના પ્રભાવ હેઠળ થયો હતો. આશરે 14 અબજ વર્ષો પહેલા, પ્રાથમિક પદાર્થમાં પ્રોટોક્લસ્ટર્સનું નિર્માણ શરૂ થયું. આગળ, વિવિધ ગતિશીલ પ્રક્રિયાઓના પ્રભાવ હેઠળ, ગેલેક્ટીક જૂથોનું વિભાજન થયું. આકાશગંગાના આકારોની વિપુલતા તેમની રચનામાં પ્રારંભિક પરિસ્થિતિઓની વિવિધતા દ્વારા સમજાવવામાં આવે છે.

આકાશગંગાનું સંકોચન લગભગ 3 અબજ વર્ષ લે છે. આપેલ સમયગાળા દરમિયાન, ગેસ વાદળ સ્ટાર સિસ્ટમમાં ફેરવાય છે. તારાઓની રચના ગેસ વાદળોના ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનના પ્રભાવ હેઠળ થાય છે. વાદળની મધ્યમાં ચોક્કસ તાપમાન અને ઘનતા સુધી પહોંચ્યા પછી, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓની શરૂઆત માટે પૂરતું, એક નવો તારો રચાય છે. થર્મોન્યુક્લિયરમાંથી વિશાળ તારાઓ બને છે રાસાયણિક તત્વો, જથ્થામાં હિલીયમથી વધુ. આ તત્વો પ્રાથમિક હિલીયમ-હાઈડ્રોજન વાતાવરણ બનાવે છે. પ્રચંડ સુપરનોવા વિસ્ફોટો દરમિયાન, લોખંડ કરતાં ભારે તત્વોની રચના થાય છે. તે આનાથી અનુસરે છે કે આકાશગંગામાં તારાઓની બે પેઢીઓનો સમાવેશ થાય છે. પ્રથમ પેઢી સૌથી જૂના તારાઓ છે, જેમાં હિલીયમ, હાઇડ્રોજન અને ભારે તત્વોની ખૂબ ઓછી માત્રા હોય છે. બીજી પેઢીના તારાઓમાં ભારે તત્વોનું વધુ ધ્યાનપાત્ર મિશ્રણ હોય છે કારણ કે તેઓ ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ આદિમ વાયુમાંથી બને છે.

આધુનિક ખગોળશાસ્ત્રમાં, બ્રહ્માંડની રચના તરીકે આકાશગંગાને વિશેષ સ્થાન આપવામાં આવે છે. તારાવિશ્વોના પ્રકારો, તેમની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાની વિશેષતાઓ, સમાનતાઓ અને તફાવતોનો વિગતવાર અભ્યાસ કરવામાં આવે છે, અને તેમના ભવિષ્યની આગાહી કરવામાં આવે છે. આ વિસ્તારમાં હજુ પણ ઘણી બધી અજાણી બાબતો છે જેને વધારાના અભ્યાસની જરૂર છે. આધુનિક વિજ્ઞાનતારાવિશ્વોના નિર્માણના પ્રકારોને લગતા ઘણા પ્રશ્નો હલ કર્યા, પરંતુ આ કોસ્મિક સિસ્ટમોની રચના સાથે સંકળાયેલા ઘણા ખાલી સ્થળો પણ હતા. સંશોધન સાધનોના આધુનિકીકરણની વર્તમાન ગતિ અને કોસ્મિક બોડીના અભ્યાસ માટે નવી પદ્ધતિઓનો વિકાસ ભવિષ્યમાં નોંધપાત્ર પ્રગતિની આશા આપે છે. એક યા બીજી રીતે, આકાશગંગા હંમેશા વૈજ્ઞાનિક સંશોધનના કેન્દ્રમાં રહેશે. અને આ માત્ર માનવ જિજ્ઞાસા પર આધારિત નથી. કોસ્મિક પ્રણાલીઓના વિકાસની પેટર્ન પર ડેટા પ્રાપ્ત કર્યા પછી, અમે આકાશગંગા નામની અમારી આકાશગંગાના ભવિષ્યની આગાહી કરી શકીશું.

સૌથી વધુ રસપ્રદ સમાચાર, પોર્ટલ સાઇટ દ્વારા તમને આકાશગંગાના અભ્યાસ પર વૈજ્ઞાનિક, મૂળ લેખો પ્રદાન કરવામાં આવશે. અહીં તમે ઉત્તેજક વિડિઓઝ, ઉપગ્રહો અને ટેલિસ્કોપમાંથી ઉચ્ચ-ગુણવત્તાવાળી છબીઓ શોધી શકો છો જે તમને ઉદાસીન છોડશે નહીં. અમારી સાથે અજાણી જગ્યાની દુનિયામાં ડૂબકી લગાવો!

દ્વારા વિભાજીત કરો સામાજિક જૂથો, આપણી આકાશગંગા એક મજબૂત "મધ્યમ વર્ગ" ની હશે. આમ, તે ગેલેક્સીના સૌથી સામાન્ય પ્રકારથી સંબંધિત છે, પરંતુ તે જ સમયે તે કદ અથવા સમૂહમાં સરેરાશ નથી. આકાશગંગા કરતા નાની ગેલેક્સીઓ તેના કરતા મોટી છે. અમારા "સ્ટાર આઇલેન્ડ" માં ઓછામાં ઓછા 14 ઉપગ્રહો પણ છે - અન્ય વામન તારાવિશ્વો. તેઓ આકાશગંગાની આસપાસ પ્રદક્ષિણા કરવા માટે વિનાશકારી છે જ્યાં સુધી તેઓ તેમાં સમાઈ ન જાય, અથવા આંતરગાલેક્ટિક અથડામણથી દૂર ઉડી જાય. ઠીક છે, હમણાં માટે આ એકમાત્ર જગ્યા છે જ્યાં જીવન કદાચ અસ્તિત્વમાં છે - એટલે કે તમે અને હું.

પરંતુ આકાશગંગા એ બ્રહ્માંડમાં સૌથી રહસ્યમય આકાશગંગા છે: "સ્ટાર આઇલેન્ડ" ની ખૂબ જ ધાર પર હોવાથી, આપણે તેના અબજો તારાઓનો માત્ર એક ભાગ જ જોઈએ છીએ. અને આકાશગંગા સંપૂર્ણપણે અદ્રશ્ય છે - તે તારાઓ, ગેસ અને ધૂળના ગાઢ હાથથી ઢંકાયેલી છે. આજે આપણે આકાશગંગાના તથ્યો અને રહસ્યો વિશે વાત કરીશું.