ირმის ნახტომის მიმდებარე გალაქტიკები. რომელი გალაქტიკები არიან ჩვენი უახლოესი მეზობლები?

იმის გაგებით, თუ როგორ და როდის შეიძლება გამოჩნდნენ გალაქტიკები, ვარსკვლავები და პლანეტები, მეცნიერები უფრო ახლოს არიან სამყაროს ერთ-ერთი მთავარი საიდუმლოს ამოხსნასთან. ისინი ამტკიცებენ, რომ დიდი აფეთქების შედეგად - და ის, როგორც უკვე ვიცით, მოხდა 15-20 მილიარდი წლის წინ (იხ. „მეცნიერება და ცხოვრება“ No.) - სწორედ ისეთი მასალა გაჩნდა, საიდანაც წარმოიქმნა ციური სხეულები და მათი გროვები. შეიძლება შემდგომში ჩამოყალიბდეს.

პლანეტარული გაზის ნისლეული ბეჭედი თანავარსკვლავედში ლირაში.

კრაბის ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში.

დიდი ორიონის ნისლეული.

პლეადების ვარსკვლავური გროვა კუროს თანავარსკვლავედში.

ანდრომედას ნისლეული ჩვენი გალაქტიკის ერთ-ერთი უახლოესი მეზობელია.

ჩვენი გალაქტიკის თანამგზავრები არის ვარსკვლავების გალაქტიკური გროვები: პატარა (ზემოთ) და დიდი მაგელანის ღრუბლები.

ელიფსური გალაქტიკა თანავარსკვლავედის კენტავრში მტვრის ფართო ზოლით. მას ზოგჯერ სიგარას უწოდებენ.

ერთ-ერთი უდიდესი სპირალური გალაქტიკა, რომელიც დედამიწიდან ჩანს მძლავრი ტელესკოპებით.

მეცნიერება და ცხოვრება // ილუსტრაციები

ჩვენს გალაქტიკას - ირმის ნახტომს - აქვს მილიარდობით ვარსკვლავი და ისინი ყველა მოძრაობენ მის ცენტრში. მხოლოდ ვარსკვლავები არ ტრიალებს ამ უზარმაზარ გალაქტიკურ კარუსელში. ასევე არის ნისლიანი ლაქები, ანუ ნისლეულები. ბევრი მათგანი არ ჩანს შეუიარაღებელი თვალით. სხვა საქმეა, თუ გავითვალისწინებთ ვარსკვლავიანი ცაბინოკლების ან ტელესკოპის საშუალებით. რა სახის კოსმიურ ნისლს დავინახავთ? ვარსკვლავების შორეული მცირე ჯგუფები, რომლებიც არ ჩანს ინდივიდუალურად, ან რაღაც სრულიად, სრულიად განსხვავებული?

დღეს ასტრონომებმა იციან რა არის კონკრეტული ნისლეული. აღმოჩნდა, რომ ისინი სრულიად განსხვავებულები არიან. არის აირისგან შემდგარი ნისლეულები, ისინი განათებულნი არიან ვარსკვლავებით. ისინი ხშირად მრგვალი ფორმისაა, რის გამოც მათ პლანეტურებს უწოდებენ. ამ ნისლეულებიდან ბევრი ჩამოყალიბდა დაბერებული მასიური ვარსკვლავების ევოლუციით. სუპერნოვას "ნისლიანი ნარჩენის" მაგალითი (რას მოგვიანებით გეტყვით) არის კრაბის ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში. ეს კრაბის ფორმის ნისლეული საკმაოდ ახალგაზრდაა. დანამდვილებით ცნობილია, რომ იგი 1054 წელს დაიბადა. არის ნისლეულები, რომლებიც ბევრად უფრო ძველია, მათი ასაკი ათობით და ასობით ათასი წელია.

პლანეტარული ნისლეულები და ოდესღაც აფეთქებული სუპერნოვების ნარჩენები შეიძლება ეწოდოს მონუმენტურ ნისლეულებს. მაგრამ ცნობილია სხვა ნისლეულებიც, რომლებშიც ვარსკვლავები არ ჩადიან, არამედ, პირიქით, იბადებიან და იზრდებიან. ასეთია, მაგალითად, ნისლეული, რომელიც ჩანს თანავარსკვლავედში ორიონში, მას უწოდებენ დიდი ორიონის ნისლეულს.

ნისლეულები, რომლებიც ვარსკვლავთა მტევნებია, მათგან სრულიად განსხვავებული აღმოჩნდა. პლეადების მტევანი აშკარად ჩანს შეუიარაღებელი თვალით კუროს თანავარსკვლავედში. მისი დათვალიერებისას ძნელი წარმოსადგენია, რომ ეს არ არის გაზის ღრუბელი, არამედ ასობით და ათასობით ვარსკვლავი. ასევე არსებობს ასობით ათასი, ან თუნდაც მილიონობით ვარსკვლავის "უფრო მდიდარი" გროვები! ასეთ ვარსკვლავურ „ბურთებს“ გლობულურ ვარსკვლავურ მტევნებს უწოდებენ. ირმის ნახტომს გარს აკრავს ასეთი „ჩახლართულების“ მთელი რიგი.

დედამიწიდან ხილული ვარსკვლავური მტევნებისა და ნისლეულების უმეტესობა, თუმცა ჩვენგან ძალიან დიდ მანძილზე მდებარეობს, მაინც ჩვენს გალაქტიკას ეკუთვნის. იმავდროულად, არის ძალიან შორეული ნისლეული ლაქები, რომლებიც აღმოჩნდა არა ვარსკვლავური გროვები ან ნისლეულები, არამედ მთელი გალაქტიკები!

ჩვენი ყველაზე ცნობილი გალაქტიკური მეზობელია ანდრომედას თანავარსკვლავედის ნისლეული. შეუიარაღებელი თვალით დანახვისას ის ბუნდოვანი ბუნდოვანი ჩანს. და დიდი ტელესკოპებით გადაღებულ ფოტოებზე ანდრომედას ნისლეული მშვენიერი გალაქტიკის სახით ჩანს. ტელესკოპის საშუალებით ჩვენ ვხედავთ არა მხოლოდ მის შემადგენელ უამრავ ვარსკვლავს, არამედ ცენტრიდან გამოსულ ვარსკვლავურ ტოტებს, რომლებსაც „სპირალებს“ ან „მკლავებს“ უწოდებენ. ზომით, ჩვენი მეზობელი ირმის ნახტომზე დიდია, მისი დიამეტრი დაახლოებით 130 ათასი სინათლის წელია.

ანდრომედას ნისლეული არის უახლოესი და უდიდესი ცნობილი სპირალური გალაქტიკა. სინათლის სხივი მისგან დედამიწამდე მიდის "მხოლოდ" დაახლოებით ორი მილიონი სინათლის წლის განმავლობაში. ასე რომ, თუ ჩვენ გვინდოდა მივესალმოთ "ანდრომედელებს" კაშკაშა პროჟექტორებით ხმაურით, ისინი ჩვენს ძალისხმევას თითქმის ორი მილიონი წლის შემდეგ გაიგებდნენ! და მათგან პასუხი ჩვენამდე მოდიოდა იმავე დროის შემდეგ, ანუ წინ და უკან - დაახლოებით ოთხი მილიონი წლის შემდეგ. ეს მაგალითი გვეხმარება იმის წარმოდგენაში, თუ რამდენად შორს არის ანდრომედას ნისლეული ჩვენი პლანეტისგან.

ანდრომედას ნისლეულის ფოტოებზე აშკარად ჩანს არა მხოლოდ თავად გალაქტიკა, არამედ მისი ზოგიერთი თანამგზავრიც. რა თქმა უნდა, გალაქტიკის თანამგზავრები სულაც არ არის იგივე, რაც, მაგალითად, პლანეტები - მზის თანამგზავრები ან მთვარე - დედამიწის თანამგზავრი. გალაქტიკების თანამგზავრები ასევე გალაქტიკებია, მხოლოდ "პატარა", რომლებიც შედგება მილიონობით ვარსკვლავისგან.

ჩვენს გალაქტიკას ასევე აქვს თანამგზავრები. მათგან რამდენიმე ათეულია და ორი მათგანი შეუიარაღებელი თვალით ჩანს დედამიწის სამხრეთ ნახევარსფეროს ცაზე. ევროპელებმა ისინი პირველად ნახეს მაგელანის მსოფლიოს გარშემო მოგზაურობის დროს. მათ ეგონათ, რომ რაღაც ღრუბლები იყვნენ და დაარქვეს მაგელანის დიდი ღრუბელი და პატარა მაგელანის ღრუბელი.

ჩვენი გალაქტიკის თანამგზავრები, რა თქმა უნდა, უფრო ახლოს არიან დედამიწასთან, ვიდრე ანდრომედას ნისლეული. დიდი მაგელანის ღრუბლის სინათლე ჩვენამდე მხოლოდ 170 ათას წელიწადში აღწევს. ბოლო დრომდე ეს გალაქტიკა ითვლებოდა ირმის ნახტომის უახლოეს თანამგზავრად. მაგრამ ცოტა ხნის წინ, ასტრონომებმა აღმოაჩინეს თანამგზავრები, რომლებიც უფრო ახლოს არიან, თუმცა ისინი მაგელანის ღრუბელზე ბევრად მცირეა და შეუიარაღებელი თვალით არ ჩანს.

ზოგიერთი გალაქტიკის „პორტრეტების“ დათვალიერებისას, ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ მათ შორის არის გალაქტიკები, რომლებიც სტრუქტურითა და ფორმით განსხვავდებიან ირმის ნახტომისგან. ასევე ბევრია ასეთი გალაქტიკა - ეს არის ორივე ლამაზი გალაქტიკა და სრულიად უფორმო გალაქტიკა, მსგავსი, მაგალითად, მაგელანის ღრუბლების.

ას წელზე ნაკლები გავიდა მას შემდეგ, რაც ასტრონომებმა საოცარი აღმოჩენა გააკეთეს: შორეული გალაქტიკები ერთმანეთისგან ყველა მიმართულებით იფანტებიან. იმის გასაგებად, თუ როგორ ხდება ეს, შეგიძლიათ გამოიყენოთ ბუშტი და ჩაატაროთ მარტივი ექსპერიმენტი.

მელნის, ფლომასტერის ან საღებავის გამოყენებით, დახაზეთ პატარა წრეები ან სქელი, რათა წარმოადგინოთ გალაქტიკები ბურთზე. როდესაც თქვენ დაიწყებთ ბუშტის გაბერვას, დახატული „გალაქტიკები“ უფრო და უფრო შორდებიან ერთმანეთს. ეს არის ის, რაც ხდება სამყაროში.

გალაქტიკები ჩქარობენ, მათში ვარსკვლავები იბადებიან, ცხოვრობენ და კვდებიან. და არა მხოლოდ ვარსკვლავები, არამედ პლანეტებიც, რადგან სამყაროში, ალბათ, ბევრი ვარსკვლავური სისტემაა, ჩვენი მზის სისტემის მსგავსი და განსხვავებული, რომელიც ჩვენს გალაქტიკაში დაიბადა. IN Ბოლო დროსასტრონომებმა უკვე აღმოაჩინეს 300-მდე პლანეტა, რომლებიც სხვა ვარსკვლავების გარშემო ბრუნავს.

რა მანძილია უახლოეს გალაქტიკამდე? 2013 წლის 12 მარტი

პირველად, მეცნიერებმა შეძლეს გაზომონ ზუსტი მანძილი ჩვენს უახლოეს გალაქტიკამდე. ეს ჯუჯა გალაქტიკა ცნობილია როგორც მაგელანის დიდი ღრუბელი. ის ჩვენგან 163 ათასი სინათლის წლის მანძილზე, ანუ 49,97 კილოპარსეკში მდებარეობს.

მაგელანის დიდი ღრუბელი გალაქტიკა ნელა მიცურავს კოსმოსში და გვერდის ავლით ჩვენს გალაქტიკას ირმის ნახტომიირგვლივ ისევე როგორც მთვარე ბრუნავს დედამიწის გარშემო.

გალაქტიკის რეგიონში გაზის უზარმაზარი ღრუბლები ნელ-ნელა იშლება, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ახალი ვარსკვლავები, რომლებიც ანათებენ ვარსკვლავთშორის სივრცეს თავიანთი შუქით და ქმნის ნათელ, ფერად კოსმოსურ პეიზაჟებს. კოსმოსურმა ტელესკოპმა შეძლო ამ პეიზაჟების ფოტოების გადაღება. "ჰაბლი".

არაღრმა გალაქტიკა მაგელანის დიდი ღრუბელი მოიცავს ტარანტულას ნისლეულს - ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავური ბაგა კოსმოსში ჩვენს სამეზობლოში - და აჩვენა ახალი ვარსკვლავის წარმოქმნის ნიშნები.

მეცნიერებმა შეძლეს გამოთვლების გაკეთება ვარსკვლავების იშვიათი ახლო წყვილების დაკვირვებით, რომლებიც ცნობილია როგორც ორმაგი ვარსკვლავების დაბნელება. ვარსკვლავების ეს წყვილი გრავიტაციულად არის დაკავშირებული ერთმანეთთან და როდესაც ერთი ვარსკვლავი მეორეს დაბნელდება, როგორც ამას დედამიწაზე დამკვირვებელი ხედავს, სისტემის საერთო სიკაშკაშე მცირდება.

თუ შევადარებთ ვარსკვლავების სიკაშკაშეს, შეგიძლიათ გამოთვალოთ ზუსტი მანძილი მათთან წარმოუდგენელი სიზუსტით.

კოსმოსურ ობიექტებამდე ზუსტი მანძილის დადგენა ძალზე მნიშვნელოვანია ჩვენი სამყაროს ზომისა და ასაკის გასაგებად. ჯერჯერობით, კითხვა ღია რჩება: არცერთ მეცნიერს არ შეუძლია დანამდვილებით თქვას, რა არის ჩვენი სამყაროს ზომა.

მას შემდეგ, რაც ასტრონომები მიაღწევენ ასეთ სიზუსტეს კოსმოსში მანძილის განსაზღვრაში, ისინი შეძლებენ უფრო შორეულ ობიექტებს დახედონ და, საბოლოო ჯამში, შეძლებენ სამყაროს ზომის გამოთვლას.

ასევე, ახალი შესაძლებლობები საშუალებას მოგცემთ უფრო ზუსტად განსაზღვროთ ჩვენი სამყაროს გაფართოების სიჩქარე, ასევე უფრო ზუსტად გამოვთვალოთ ჰაბლის მუდმივი. ამ კოეფიციენტს ეწოდა ამერიკელი ასტრონომის, ედვინ პ. ჰაბლის სახელი, რომელმაც 1929 წელს დაამტკიცა, რომ ჩვენი სამყარო მისი დასაწყისიდან მუდმივად ფართოვდება.

მანძილი გალაქტიკებს შორის

მაგელანის დიდი ღრუბელი ჩვენთან ყველაზე ახლოს ჯუჯა გალაქტიკაა, მაგრამ დიდი გალაქტიკა ჩვენს მეზობლად ითვლება. ანდრომედას სპირალური გალაქტიკა, რომელიც ჩვენგან დაახლოებით 2,52 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს.

ჩვენს გალაქტიკასა და ანდრომედას გალაქტიკას შორის მანძილი თანდათან მცირდება. ისინი ერთმანეთს უახლოვდებიან დაახლოებით 100-140 კილომეტრი წამში სიჩქარით, თუმცა არც ისე მალე შეხვდებიან, უფრო სწორად, 3-4 მილიარდ წელიწადში.

შესაძლოა ასე გამოიყურებოდეს ღამის ცა დედამიწაზე დამკვირვებელს რამდენიმე მილიარდ წელიწადში.

ამრიგად, გალაქტიკებს შორის მანძილი შეიძლება ძალიან განსხვავებული იყოს დროის სხვადასხვა ეტაპზე, რადგან ისინი მუდმივად დინამიკაში არიან.

სამყაროს მასშტაბი

ხილულ სამყაროს აქვს წარმოუდგენელი დიამეტრი, რომელიც არის მილიარდები და შესაძლოა ათობით მილიარდი სინათლის წელი. ბევრი ობიექტი, რომელსაც ტელესკოპით ვხედავთ, აღარ არსებობს ან სრულიად განსხვავებულად გამოიყურება, რადგან სინათლეს მათთან მისვლას წარმოუდგენლად დიდი დრო დასჭირდა.

შემოთავაზებული ილუსტრაციების სერია მაინც დაგეხმარება წარმოდგენაში ზოგადი მონახაზიჩვენი სამყაროს მასშტაბები.

მზის სისტემა თავისი უდიდესი ობიექტებით (პლანეტები და ჯუჯა პლანეტები)

მზე (ცენტრში) და მასთან ყველაზე ახლოს მყოფი ვარსკვლავები

ირმის ნახტომი, რომელიც აჩვენებს მზის სისტემასთან ყველაზე ახლოს მდებარე ვარსკვლავური სისტემების ჯგუფს

ახლომდებარე გალაქტიკათა ჯგუფი, მათ შორის 50-ზე მეტი გალაქტიკა, რომელთა რიცხვი მუდმივად იზრდება ახლის აღმოჩენისას.

გალაქტიკების ადგილობრივი სუპერგროვა (Virgo Supercluster). ზომა - დაახლოებით 200 მილიონი სინათლის წელი

გალაქტიკათა სუპერგროვების ჯგუფი

ხილული სამყარო

გალაქტიკები, „ექსტრაგალაქტიკური ნისლეულები“ ​​ან „კუნძულის სამყაროები“ არის გიგანტური ვარსკვლავური სისტემები, რომლებიც ასევე შეიცავს ვარსკვლავთშორის გაზს და მტვერს. მზის სისტემა ჩვენი გალაქტიკის - ირმის ნახტომის ნაწილია. მთელი გარე სივრცე, იმდენად, რამდენადაც ყველაზე მძლავრ ტელესკოპებს შეუძლიათ შეღწევა, სავსეა გალაქტიკებით. ასტრონომები მათგან მინიმუმ მილიარდს ითვლიან. უახლოესი გალაქტიკა ჩვენგან დაახლოებით 1 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. წელი (10 19 კმ) და ტელესკოპების მიერ დაფიქსირებული ყველაზე შორეული გალაქტიკები მილიარდობით სინათლის წლითაა დაშორებული. გალაქტიკების შესწავლა ასტრონომიის ერთ-ერთი ყველაზე ამბიციური ამოცანაა.

ისტორიული ცნობა.ჩვენთან ყველაზე კაშკაშა და უახლოესი გარეგანი გალაქტიკები - მაგელანის ღრუბლები - შეუიარაღებელი თვალით ჩანს ცის სამხრეთ ნახევარსფეროში და ცნობილი იყო არაბებისთვის ჯერ კიდევ მე-11 საუკუნეში, ისევე როგორც ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში - დიდი ნისლეული ანდრომედაში. 1612 წელს გერმანელი ასტრონომის ს.მარიუსის (1570–1624) ტელესკოპის გამოყენებით ამ ნისლეულის ხელახლა აღმოჩენით, დაიწყო გალაქტიკების, ნისლეულებისა და ვარსკვლავური გროვების მეცნიერული შესწავლა. მრავალი ნისლეული აღმოაჩინეს სხვადასხვა ასტრონომებმა მე-17 და მე-18 საუკუნეებში; მაშინ ისინი ითვლებოდნენ მანათობელი გაზის ღრუბლებად.

გალაქტიკის მიღმა ვარსკვლავური სისტემების იდეა პირველად განიხილეს მე-18 საუკუნის ფილოსოფოსებმა და ასტრონომებმა: E. Swedenborg (1688–1772) შვედეთში, T. Wright (1711–1786) ინგლისში, I. Kant (1724– 1804) პრუსიაში, I. .Lambert (1728–1777) ელზასში და W. Herschel (1738–1822) ინგლისში. თუმცა, მხოლოდ მე-20 საუკუნის პირველ მეოთხედში. "კუნძულის სამყაროების" არსებობა ცალსახად დადასტურდა ძირითადად ამერიკელი ასტრონომების G. Curtis-ის (1872-1942) და E. Hubble-ის (1889-1953) მუშაობის წყალობით. მათ დაადასტურეს, რომ მანძილი ყველაზე კაშკაშა და, შესაბამისად, უახლოეს, "თეთრ ნისლეულებამდე" მნიშვნელოვნად აღემატება ჩვენი გალაქტიკის ზომას. 1924-დან 1936 წლამდე პერიოდში ჰაბლმა გალაქტიკების კვლევის საზღვარი მიმდებარე სისტემებიდან 2,5 მეტრიანი ტელესკოპის ზღვრამდე მიიყვანა, ე.ი. რამდენიმე ასეულ მილიონ სინათლის წლამდე.

1929 წელს ჰაბლმა აღმოაჩინა კავშირი გალაქტიკამდე მანძილსა და მისი მოძრაობის სიჩქარეს შორის. ეს ურთიერთობა, ჰაბლის კანონი, გახდა თანამედროვე კოსმოლოგიის დაკვირვების საფუძველი. მეორე მსოფლიო ომის დასრულების შემდეგ გალაქტიკების აქტიური შესწავლა დაიწყო ახალი დიდი ტელესკოპების დახმარებით ელექტრონული სინათლის გამაძლიერებლებით, ავტომატური საზომი მანქანებითა და კომპიუტერებით. ჩვენი და სხვა გალაქტიკებიდან რადიო გამოსხივების აღმოჩენამ შექმნა სამყაროს შესწავლის ახალი შესაძლებლობა და გამოიწვია რადიოგალაქტიკების, კვაზარების და აქტივობის სხვა გამოვლინებების აღმოჩენა გალაქტიკების ბირთვებში. გეოფიზიკური რაკეტებისა და თანამგზავრების ექსტრაატმოსფერულმა დაკვირვებებმა შესაძლებელი გახადა აღმოჩენა რენტგენის გამოსხივებააქტიური გალაქტიკებისა და გალაქტიკათა გროვების ბირთვებიდან.

ბრინჯი. 1. გალაქტიკების კლასიფიკაცია ჰაბლის მიხედვით

"ნისლეულების" პირველი კატალოგი 1782 წელს გამოაქვეყნა ფრანგმა ასტრონომმა შარლ მესიემ (1730-1817). ეს სია მოიცავს როგორც ვარსკვლავურ მტევნებს, ასევე ჩვენი გალაქტიკის აირისებრ ნისლეულებს, ასევე ექსტრაგალაქტიკურ ობიექტებს. მესიეს ობიექტების ნომრები დღესაც გამოიყენება; მაგალითად, მესიე 31 (M 31) არის ცნობილი ანდრომედას ნისლეული, ანდრომედას თანავარსკვლავედში დაფიქსირებული უახლოესი დიდი გალაქტიკა.

1783 წელს ვ.ჰერშელის მიერ დაწყებულმა ცის სისტემატურმა კვლევამ მიიყვანა ჩრდილოეთ ცაზე რამდენიმე ათასი ნისლეულის აღმოჩენამდე. ეს ნამუშევარი გააგრძელა მისმა ვაჟმა ჯ. ზოგადი დირექტორია 5 ათასი ნისლეული და ვარსკვლავური მტევანი. მე-19 საუკუნის მეორე ნახევარში. ამ ობიექტებს დაემატა ახლად აღმოჩენილი და J. Dreyer (1852–1926) გამოქვეყნდა 1888 წელს. ახალი გაზიარებული დირექტორია (ახალი გენერალური კატალოგი – NGC), მათ შორის 7814 ობიექტი. გამოქვეყნებით 1895 და 1908 წლებში ორი დამატებითი დირექტორია ინდექსი(IC) აღმოჩენილი ნისლეულებისა და ვარსკვლავური მტევნების რაოდენობამ გადააჭარბა 13 ათასს. აღნიშვნა NGC და IC კატალოგების მიხედვით მას შემდეგ გახდა საყოველთაოდ მიღებული. ამგვარად, ანდრომედას ნისლეული დანიშნულია M 31 ან NGC 224. მე-13 სიდიდის 1249 გალაქტიკის ცალკე სია, ცის ფოტოგრაფიული კვლევის საფუძველზე, შეადგინეს ჰ. შეპლიმ და ა. ეიმსმა ჰარვარდის ობსერვატორიიდან 1932 წელს. .

ეს ნაშრომი მნიშვნელოვნად გაფართოვდა პირველი (1964), მეორე (1976) და მესამე (1991) გამოცემებით. ნათელი გალაქტიკების აბსტრაქტული კატალოგი J. de Vaucouleurs და კოლეგები. უფრო ვრცელი, მაგრამ ნაკლებად დეტალური კატალოგები, რომლებიც დაფუძნებულია ფოტოგრაფიული ცის დათვალიერების ფირფიტებზე, 1960-იან წლებში გამოქვეყნდა ფ. ისინი შეიცავს დაახლ. 30 ათასი გალაქტიკა მე-15 სიდიდამდე. სამხრეთ ცის მსგავსი კვლევა ახლახან დასრულდა ევროპის სამხრეთ ობსერვატორიის 1-მეტრიანი შმიდტის კამერით ჩილეში და დიდი ბრიტანეთის 1.2 მეტრიანი შმიდტის კამერით ავსტრალიაში.

ძალიან ბევრი გალაქტიკაა 15 მაგნიტუდაზე უფრო მკრთალი, რომ მათ სია შევადგინოთ. 1967 წელს გამოქვეყნდა მე-19 სიდიდის (დახრილობის ჩრდილოეთით 20) უფრო კაშკაშა გალაქტიკების დათვლის შედეგები, რომლებიც ჩაატარეს C. Shane-მა და K. Virtanen-მა ლიკის ობსერვატორიის 50 სმ-იანი ასტროგრაფის ფირფიტების გამოყენებით. დაახლოებით ასეთი გალაქტიკები იყო. 2 მილიონი, არ ჩავთვლით მათ, ვინც ჩვენგან დაფარულია ირმის ნახტომის ფართო მტვრის ზოლში. და ჯერ კიდევ 1936 წელს ჰაბლმა მაუნტ ვილსონის ობსერვატორიაში დათვალა გალაქტიკების რაოდენობა 21-მდე სიდიდის რამდენიმე პატარა არეალში, რომლებიც თანაბრად ნაწილდება ციურ სფეროზე (დახრილობის ჩრდილოეთით 30). ამ მონაცემების მიხედვით, მთელ ცაზე 20 მილიონზე მეტი გალაქტიკაა 21-ე მაგნიტუდაზე კაშკაშა.

კლასიფიკაცია.არსებობს სხვადასხვა ფორმის, ზომისა და სიკაშკაშის გალაქტიკები; ზოგი იზოლირებულია, მაგრამ უმეტესობას ჰყავს მეზობლები ან თანამგზავრები, რომლებიც მათზე გრავიტაციულ გავლენას ახდენენ. როგორც წესი, გალაქტიკები მშვიდია, მაგრამ აქტიურები ხშირად გვხვდება. 1925 წელს ჰაბლმა შემოგვთავაზა გალაქტიკების კლასიფიკაცია მათი გარეგნობის მიხედვით. მოგვიანებით ის დაიხვეწა ჰაბლმა და შაპლიმ, შემდეგ სენდიჯმა და ბოლოს Vaucouleurs-მა. მასში არსებული ყველა გალაქტიკა იყოფა 4 ტიპად: ელიფსური, ლინტიკულური, სპირალური და არარეგულარული.

ელიფსური(ე) ფოტოებზე გამოსახულ გალაქტიკებს აქვთ ელიფსის ფორმა მკვეთრი საზღვრებისა და მკაფიო დეტალების გარეშე. მათი სიკაშკაშე იზრდება ცენტრისკენ. ეს არის მბრუნავი ელიფსოიდები, რომლებიც შედგება ძველი ვარსკვლავებისგან; მათი აშკარა ფორმა დამოკიდებულია დამკვირვებლის მხედველობის ხაზზე ორიენტაციაზე. ზღვარზე დაკვირვებისას, ელიფსის მოკლე და გრძელი ღერძების სიგრძის თანაფარდობა აღწევს  5/10 (აღნიშნულია E5).

ბრინჯი. 2. ელიფსური გალაქტიკა ESO 325-G004

ლენტიკულარული(ლან ს 0) გალაქტიკები ელიფსური გალაქტიკების მსგავსია, მაგრამ, სფერული კომპონენტის გარდა, მათ აქვთ თხელი, სწრაფად მბრუნავი ეკვატორული დისკი, ზოგჯერ რგოლის ფორმის სტრუქტურებით, როგორიცაა სატურნის რგოლები. დაკვირვებული პირისპირ, ლენტიკულური გალაქტიკები უფრო შეკუმშული ჩანს, ვიდრე ელიფსური: მათი ღერძების თანაფარდობა აღწევს 2/10-ს.

ბრინჯი. 2. Spindle Galaxy (NGC 5866), ლენტიკულური გალაქტიკა დრაკოს თანავარსკვლავედში.

სპირალი(ს) გალაქტიკები ასევე შედგება ორი კომპონენტისგან - სფერული და ბრტყელი, მაგრამ დისკზე მეტ-ნაკლებად განვითარებული სპირალური სტრუქტურით. ქვეტიპების თანმიმდევრობით სა, სბ, სც, სდ("ადრეულიდან" "გვიან" სპირალამდე), სპირალური მკლავები ხდება სქელი, რთული და ნაკლებად გრეხილი, ხოლო სფეროიდი (ცენტრალური კონდენსაცია, ან შეშუპება) მცირდება. სპირალურ გალაქტიკებს არ აქვთ ხილული სპირალური მკლავები, მაგრამ გალაქტიკის ტიპი შეიძლება განისაზღვროს გამობურცვისა და დისკის შედარებითი სიკაშკაშით.

ბრინჯი. 2.სპირალური გალაქტიკის მაგალითი, Pinwheel Galaxy (Messier 101 ან NGC 5457)

Არასწორი(მე) გალაქტიკები ორი ძირითადი ტიპისაა: მაგელანის ტიპი, ე.ი. მაგელანის ღრუბლების ტიპი, რომელიც აგრძელებს სპირალების თანმიმდევრობას სმადრე მედა არამაგელანური ტიპი მე 0, რომელსაც აქვს ქაოტური მუქი მტვრის ზოლები სფეროიდული ან დისკის სტრუქტურის თავზე, როგორიცაა ლენტიკულური ან ადრეული სპირალი.

ბრინჯი. 2. NGC 1427A, არარეგულარული გალაქტიკის მაგალითი.

ტიპები ლდა სიყოფა ორ ოჯახად და ორ ტიპად, დამოკიდებულია ხაზოვანი სტრუქტურის არსებობაზე ან არარსებობაზე, რომელიც გადის ცენტრში და კვეთს დისკს ( ბარი), ასევე ცენტრალურად სიმეტრიული რგოლი.

ბრინჯი. 2.ირმის ნახტომის გალაქტიკის კომპიუტერული მოდელი.

ბრინჯი. 1. NGC 1300, ზოლიანი სპირალური გალაქტიკის მაგალითი.

ბრინჯი. 1. გალაქტიკების სამგანზომილებიანი კლასიფიკაცია. ძირითადი ტიპები: E, L, S, Iგანლაგებულია თანმიმდევრულად ეადრე მე; ჩვეულებრივი ოჯახები ადა გადაკვეთა ბ; კეთილი სდა რ. ქვემოთ მოყვანილი წრიული დიაგრამები წარმოადგენს ძირითადი კონფიგურაციის განივი კვეთას სპირალური და ლენტიკულური გალაქტიკების რეგიონში.

ბრინჯი. 2. ძირითადი ოჯახები და სპირალების ტიპებიზონაში მთავარი კონფიგურაციის კვეთაზე სბ.

არსებობს გალაქტიკების სხვა კლასიფიკაციის სქემები, რომლებიც დაფუძნებულია უფრო წვრილ მორფოლოგიურ დეტალებზე, მაგრამ ობიექტური კლასიფიკაცია, რომელიც ეფუძნება ფოტომეტრულ, კინემატიკურ და რადიო გაზომვებს, ჯერ არ არის შემუშავებული.

ნაერთი. ორი სტრუქტურული კომპონენტები– სფეროიდი და დისკი – ასახავს განსხვავებას გალაქტიკების ვარსკვლავურ პოპულაციაში, აღმოჩენილი 1944 წელს გერმანელი ასტრონომის W. Baade-ს (1893–1960) მიერ.

მოსახლეობა I, რომელიც იმყოფება არარეგულარულ გალაქტიკებსა და სპირალურ მკლავებში, შეიცავს O და B კლასების ლურჯ გიგანტებს და სუპერგიგანტებს, K და M კლასების წითელ სუპერგიგანტებს და ვარსკვლავთშორის გაზს და მტვერს იონიზებული წყალბადის ნათელი უბნებით. იგი ასევე შეიცავს დაბალი მასის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს, რომლებიც ხილული არიან მზის მახლობლად, მაგრამ შორეულ გალაქტიკებში არ განსხვავდებიან.

მოსახლეობა IIელიფსურ და ლინტიკულურ გალაქტიკებში, ასევე სპირალების ცენტრალურ რეგიონებში და გლობულურ მტევნებში, შეიცავს წითელ გიგანტებს G5-დან K5-მდე კლასის, ქვეგიგანტებს და, სავარაუდოდ, ქვეჯუჯებს; მასში აღმოჩენილია პლანეტარული ნისლეულები და შეიმჩნევა ნოვაების ამოფრქვევები (სურ. 3). ნახ. სურათი 4 გვიჩვენებს კავშირი ვარსკვლავების სპექტრალურ ტიპებსა (ან ფერებსა) და მათ სიკაშკაშეს შორის სხვადასხვა პოპულაციისთვის.

ბრინჯი. 3. ვარსკვლავური პოპულაციები. სპირალური გალაქტიკის, ანდრომედას ნისლეულის ფოტოზე ჩანს, რომ I პოპულაციის ცისფერი გიგანტები და სუპერგიგანტები კონცენტრირებულნი არიან მის დისკზე, ხოლო ცენტრალური ნაწილი შედგება II პოპულაციის წითელი ვარსკვლავებისგან. ასევე ჩანს ანდრომედას ნისლეულის თანამგზავრები: გალაქტიკა NGC 205 ( ბოლოში) და M 32 ( ზედა მარცხენა). ამ ფოტოზე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები ჩვენს გალაქტიკას ეკუთვნის.

ბრინჯი. 4. ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამა, რომელიც გვიჩვენებს კავშირი სპექტრულ ტიპსა (ან ფერს) და ვარსკვლავების სიკაშკაშეს შორის განსხვავებული ტიპები. I: ახალგაზრდა I პოპულაციის ვარსკვლავები, ტიპიური სპირალური მკლავებისთვის. II: I პოპულაციის ასაკოვანი ვარსკვლავები; III: II პოპულაციის ძველი ვარსკვლავები, ტიპიური გლობულური გროვებისა და ელიფსური გალაქტიკებისთვის.

თავდაპირველად ითვლებოდა, რომ ელიფსური გალაქტიკები შეიცავდნენ მხოლოდ II პოპულაციას, ხოლო არარეგულარული გალაქტიკები მხოლოდ I პოპულაციას. თუმცა, აღმოჩნდა, რომ გალაქტიკები ჩვეულებრივ შეიცავს ორი ვარსკვლავის პოპულაციის ნარევს სხვადასხვა პროპორციით. პოპულაციის დეტალური ანალიზი შესაძლებელია მხოლოდ რამდენიმე ახლომდებარე გალაქტიკისთვის, მაგრამ შორეული სისტემების ფერის და სპექტრის გაზომვები მიუთითებს იმაზე, რომ განსხვავება მათ ვარსკვლავურ პოპულაციაში შეიძლება იყოს იმაზე დიდი, ვიდრე ბაადეს ეგონა.

მანძილი. შორეულ გალაქტიკებამდე მანძილის გაზომვა ეფუძნება ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავებამდე მანძილების აბსოლუტურ მასშტაბს. იგი დამონტაჟებულია რამდენიმე გზით. ყველაზე ფუნდამენტურია ტრიგონომეტრიული პარალაქსების მეთოდი, რომელიც მოქმედებს 300 sv მანძილზე. წლები. დანარჩენი მეთოდები არაპირდაპირი და სტატისტიკურია; ისინი დაფუძნებულია ვარსკვლავების სწორი მოძრაობის, რადიალური სიჩქარის, სიკაშკაშის, ფერისა და სპექტრის შესწავლაზე. მათ საფუძველზე, New-ის აბსოლუტური მნიშვნელობები და RR Lyra ტიპის ცვლადები და  ცეფეუსი, რომლებიც ხდება უახლოეს გალაქტიკებამდე მანძილის პირველადი ინდიკატორი, სადაც ისინი ჩანს. გლობულური მტევნები, ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები და ამ გალაქტიკების ემისიური ნისლეულები ხდება მეორადი ინდიკატორები და შესაძლებელს ხდის უფრო შორეულ გალაქტიკებამდე მანძილის განსაზღვრას. საბოლოოდ, თავად გალაქტიკების დიამეტრი და სიკაშკაშე გამოიყენება მესამეულ მაჩვენებლებად. მანძილის საზომად, ასტრონომები ჩვეულებრივ იყენებენ განსხვავებას ობიექტის აშკარა სიდიდეს შორის მდა მისი აბსოლუტური სიდიდე მ; ეს მნიშვნელობა ( m–M) ეწოდება "აშკარა მანძილის მოდული". ჭეშმარიტი მანძილის გასარკვევად, ის უნდა გამოსწორდეს ვარსკვლავთშორისი მტვრის მიერ სინათლის შთანთქმისთვის. ამ შემთხვევაში, შეცდომა ჩვეულებრივ აღწევს 10-20%.

ექსტრაგალაქტიკური მანძილის შკალა დროდადრო გადაიხედება, რაც ნიშნავს, რომ იცვლება გალაქტიკების სხვა პარამეტრები, რომლებიც დამოკიდებულია მანძილზე. მაგიდაზე 1 გვიჩვენებს ყველაზე ზუსტ დისტანციებს გალაქტიკების უახლოეს ჯგუფებამდე დღეს. უფრო შორეულ გალაქტიკებამდე, მილიარდობით სინათლის წლით დაშორებული, დისტანციები შეფასებულია დაბალი სიზუსტით მათი წითელ გადაადგილების საფუძველზე ( იხილეთ ქვემოთ: წითელცვლის ბუნება).

ცხრილი 1. მანძილი უახლოეს გალაქტიკებამდე, მათი ჯგუფები და გროვები
გალაქტიკა ან ჯგუფი	აშკარა მანძილის მოდული (m–M )	მანძილი, მილიონი სინათლე წლები
მაგელანის დიდი ღრუბელი
პატარა მაგელანის ღრუბელი
ანდრომედას ჯგუფი (M 31)
მოქანდაკეთა ჯგუფი
ჯგუფი B. Ursa (M 81)
მტევანი ქალწულში
კასეტური ღუმელში

სიკაშკაშე.გალაქტიკის ზედაპირის სიკაშკაშის გაზომვა იძლევა მისი ვარსკვლავების მთლიან სიკაშკაშეს ფართობის ერთეულზე. ზედაპირის სიკაშკაშის ცვლილება ცენტრიდან დაშორებით ახასიათებს გალაქტიკის სტრუქტურას. ელიფსური სისტემები, როგორც ყველაზე რეგულარული და სიმეტრიული, უფრო დეტალურადაა შესწავლილი, ვიდრე სხვები; ზოგადად, ისინი აღწერილია ერთიანი სიკაშკაშის კანონით (ნახ. 5, ა):

ბრინჯი. 5. გალაქტიკების სიკაშკაშის განაწილება. ა- ელიფსური გალაქტიკები (ზედაპირის სიკაშკაშის ლოგარითმი ნაჩვენებია შემცირებული რადიუსის მეოთხე ფესვის მიხედვით ( რ/რე) 1/4, სადაც რ– მანძილი ცენტრიდან და რ e არის ეფექტური რადიუსი, რომლის ფარგლებშიც მოთავსებულია გალაქტიკის მთლიანი სიკაშკაშის ნახევარი); ბ– ლენტიკულური გალაქტიკა NGC 1553; ვ- სამი ნორმალური სპირალური გალაქტიკა (თითოეული ხაზის გარე ნაწილი სწორია, რაც მიუთითებს მანძილის სიკაშკაშის ექსპონენციალურ დამოკიდებულებაზე).

ლენტიკულური სისტემების შესახებ მონაცემები არც ისე სრულია. მათი სიკაშკაშის პროფილები (ნახ. 5, ბ) განსხვავდება ელიფსური გალაქტიკების პროფილებისგან და აქვს სამი ძირითადი რეგიონი: ბირთვი, ობიექტივი და კონვერტი. როგორც ჩანს, ეს სისტემები შუალედურია ელიფსურსა და სპირალურს შორის.

სპირალები ძალიან მრავალფეროვანია, მათი სტრუქტურა რთულია და არ არსებობს ერთი კანონი მათი სიკაშკაშის განაწილებისთვის. თუმცა, როგორც ჩანს, ბირთვიდან მოშორებული მარტივი სპირალებისთვის, დისკის ზედაპირის სიკაშკაშე ექსპონენტურად მცირდება პერიფერიისკენ. გაზომვები აჩვენებს, რომ სპირალური მკლავების სიკაშკაშე არ არის ისეთი დიდი, როგორც ჩანს გალაქტიკების ფოტოების ყურებისას. მკლავები ანიჭებს დისკის სიკაშკაშეს არაუმეტეს 20%-ს ლურჯ შუქზე და მნიშვნელოვნად ნაკლებს წითელ შუქზე. წვლილი სიკაშკაშეში გამობურცვისგან მცირდება სარომ სდ(ნახ. 5, ვ).

გალაქტიკის მოჩვენებითი სიდიდის გაზომვით მდა მისი მანძილის მოდულის განსაზღვრა ( m–M), გამოთვალეთ აბსოლუტური მნიშვნელობა მ. ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკები, კვაზარების გამოკლებით, მ 22, ე.ი. მათი სიკაშკაშე თითქმის 100 მილიარდჯერ მეტია ვიდრე მზის. და ყველაზე პატარა გალაქტიკები მ10, ე.ი. სიკაშკაშე დაახლ. 10 6 მზის. გალაქტიკების რაოდენობის განაწილება მ, რომელსაც ეწოდება "ნათობის ფუნქცია", - მნიშვნელოვანი მახასიათებელისამყაროს გალაქტიკური მოსახლეობა, მაგრამ მისი ზუსტად დადგენა ადვილი არ არის.

გარკვეული შემზღუდველი ხილული სიდიდის შერჩეული გალაქტიკებისთვის, თითოეული ტიპის სიკაშკაშის ფუნქცია ცალკე ეადრე სცთითქმის გაუსიანი (ზარის ფორმის) საშუალო აბსოლუტური მნიშვნელობალურჯ სხივებში მ მ= 18,5 და დისპერსია  0,8 (ნახ. 6). მაგრამ გვიანი ტიპის გალაქტიკებიდან სდადრე მედა ელიფსური ჯუჯები უფრო სუსტია.

გალაქტიკების სრული ნიმუშისთვის სივრცის მოცემულ მოცულობაში, მაგალითად გროვაში, სიკაშკაშის ფუნქცია მკვეთრად იზრდება სიკაშკაშის კლებასთან ერთად, ე.ი. ჯუჯა გალაქტიკების რაოდენობა ბევრჯერ აღემატება გიგანტთა რაოდენობას

ბრინჯი. 6. გალაქტიკის სიკაშკაშის ფუნქცია. ა- ნიმუში უფრო კაშკაშაა, ვიდრე გარკვეული შემზღუდველი ხილული მნიშვნელობა; ბ- სრული ნიმუში გარკვეული დიდი მოცულობის სივრცეში. გაითვალისწინეთ ჯუჯა სისტემების დიდი რაოდენობა მბ< -16.

ზომა. მას შემდეგ, რაც გალაქტიკების ვარსკვლავური სიმკვრივე და სიკაშკაშე თანდათან იშლება გარეგნულად, მათი ზომის საკითხი რეალურად ემყარება ტელესკოპის შესაძლებლობებს, მის უნარს, ხაზი გაუსვას გალაქტიკის გარე რეგიონების სუსტ ნათებას ღამის ცის შუქზე. Თანამედროვე ტექოლოგიასაშუალებას გაძლევთ დაარეგისტრიროთ გალაქტიკების რეგიონები ცის სიკაშკაშის 1%-ზე ნაკლები სიკაშკაშით; ეს დაახლოებით მილიონჯერ დაბალია, ვიდრე გალაქტიკური ბირთვების სიკაშკაშე. ამ იზოფოტის მიხედვით (თანაბარი სიკაშკაშის ხაზი), გალაქტიკების დიამეტრი მერყეობს რამდენიმე ათასი სინათლის წლიდან ჯუჯა სისტემებისთვის ასობით ათასამდე გიგანტური სისტემებისთვის. როგორც წესი, გალაქტიკების დიამეტრი კარგად შეესაბამება მათ აბსოლუტურ სიკაშკაშეს.

სპექტრული კლასი და ფერი.გალაქტიკის პირველი სპექტროგრამა - ანდრომედას ნისლეული, მიღებული პოტსდამის ობსერვატორიაში 1899 წელს იუ შაინერის (1858–1913) მიერ, თავისი შთანთქმის ხაზებით ჰგავს მზის სპექტრს. გალაქტიკების სპექტრების მასიური კვლევა დაიწყო დაბალი დისპერსიის მქონე "სწრაფი" სპექტროგრაფების შექმნით (200-400 /მმ); მოგვიანებით, ელექტრონული გამოსახულების სიკაშკაშის გამაძლიერებლების გამოყენებამ შესაძლებელი გახადა დისპერსიის გაზრდა 20-100/მმ-მდე. მორგანის დაკვირვებებმა იერკესის ობსერვატორიაში აჩვენა, რომ გალაქტიკების რთული ვარსკვლავური შემადგენლობის მიუხედავად, მათი სპექტრები ჩვეულებრივ ახლოსაა გარკვეული კლასის ვარსკვლავების სპექტრებთან. აადრე კ, და არის შესამჩნევი კორელაცია გალაქტიკის სპექტრსა და მორფოლოგიურ ტიპს შორის. როგორც წესი, კლასის სპექტრი ააქვს არარეგულარული გალაქტიკები მედა სპირალები სმდა სდ. სპექტრის კლასი A–Fსპირალებზე სდდა სც. ტრანსფერი დან სცრომ სბთან ახლავს სპექტრის ცვლილება ფრომ F–Gდა სპირალები სბდა სა, ლენტიკულურ და ელიფსურ სისტემებს აქვთ სპექტრები გდა კ. მართალია, მოგვიანებით გაირკვა, რომ სპექტრული კლასის გალაქტიკების გამოსხივება ასინამდვილეში შედგება სპექტრული ტიპის გიგანტური ვარსკვლავების სინათლის ნაზავისაგან ბდა კ.

შთანთქმის ხაზების გარდა, ბევრ გალაქტიკას აქვს ხილული ემისიის ხაზები, როგორიცაა ირმის ნახტომის ემისიური ნისლეულები. როგორც წესი, ეს არის ბალმერის სერიის წყალბადის ხაზები, მაგალითად, H  on  6563, იონიზებული აზოტის დუბლი (N II).  6548 და 6583 და გოგირდის (S II) on  6717 და 6731, იონიზებული ჟანგბადი (O II).  3726 და 3729 და ორმაგად იონიზებული ჟანგბადი (O III).  4959 და 5007. ემისიის ხაზების ინტენსივობა ჩვეულებრივ კორელაციაშია გაზისა და სუპერგიგანტური ვარსკვლავების რაოდენობასთან გალაქტიკების დისკებში: ეს ხაზები არ არის ან ძალიან სუსტია ელიფსურ და ლინტიკულურ გალაქტიკებში, მაგრამ გაძლიერებულია სპირალურ და არარეგულარულ გალაქტიკებში - სარომ მე. გარდა ამისა, წყალბადზე მძიმე ელემენტების (N, O, S) ემისიის ხაზების ინტენსივობა და, ალბათ, შედარებითი შინაარსიამ ელემენტების რაოდენობა მცირდება ბირთვიდან დისკის გალაქტიკების პერიფერიამდე. ზოგიერთ გალაქტიკას აქვს უჩვეულოდ ძლიერი ემისიის ხაზები თავის ბირთვში. 1943 წელს კ. სეიფერტმა აღმოაჩინა გალაქტიკის განსაკუთრებული ტიპი ბირთვებში ძალიან ფართო წყალბადის ხაზებით, რაც მიუთითებს მათ მაღალ აქტივობაზე. ამ ბირთვების სიკაშკაშე და მათი სპექტრები დროთა განმავლობაში იცვლება. ზოგადად, სეიფერტის გალაქტიკების ბირთვები კვაზარების მსგავსია, თუმცა არც ისე ძლიერი.

გალაქტიკების მორფოლოგიური თანმიმდევრობის გასწვრივ იცვლება მათი ფერის ინტეგრალური მაჩვენებელი ( B–V), ე.ი. განსხვავება გალაქტიკის სიდიდეს ლურჯში ბდა ყვითელი ვსხივები საშუალოგალაქტიკების ძირითადი ტიპების ფერები შემდეგია:

ამ სკალაზე 0,0 შეესაბამება თეთრს, 0,5 – მოყვითალო და 1,0 – მოწითალო.

დეტალური ფოტომეტრია ჩვეულებრივ ცხადყოფს, რომ გალაქტიკის ფერი მერყეობს ბირთვიდან კიდემდე, რაც მიუთითებს ვარსკვლავური შემადგენლობის ცვლილებაზე. გალაქტიკების უმეტესობა უფრო ცისფერია გარე რეგიონებში, ვიდრე ბირთვებში; ეს ბევრად უფრო შესამჩნევია სპირალებში, ვიდრე ელიფსურებში, რადგან მათი დისკები შეიცავს ბევრ ახალგაზრდა ცისფერ ვარსკვლავს. არარეგულარული გალაქტიკები, რომლებსაც ჩვეულებრივ არ აქვთ ბირთვი, ხშირად უფრო ცისფერია ცენტრში, ვიდრე კიდეზე.

ბრუნვა და მასა.გალაქტიკის ბრუნვა ცენტრში გამავალი ღერძის ირგვლივ იწვევს მის სპექტრის ხაზების ტალღის სიგრძის ცვლილებას: ხაზები გალაქტიკის რეგიონებიდან, რომლებიც მოგვიახლოვდება, გადადის სპექტრის იისფერ ნაწილზე, ხოლო დაღმავალი რეგიონებიდან წითელზე. (ნახ. 7). დოპლერის ფორმულის მიხედვით, ხაზის ტალღის სიგრძის ფარდობითი ცვლილება არის   / = ვ რ /გ, სად გარის სინათლის სიჩქარე და ვ რ– რადიალური სიჩქარე, ე.ი. წყაროს სიჩქარის კომპონენტი მხედველობის ხაზის გასწვრივ. გალაქტიკების ცენტრების გარშემო ვარსკვლავების რევოლუციის პერიოდები ასობით მილიონი წელია, ხოლო მათი ორბიტალური მოძრაობის სიჩქარე 300 კმ/წმ-ს აღწევს. როგორც წესი, დისკის ბრუნვის სიჩქარე აღწევს მაქსიმალურ მნიშვნელობას ( ვ მ) ცენტრიდან გარკვეულ მანძილზე ( რ მ), შემდეგ კი მცირდება (ნახ. 8). ჩვენს გალაქტიკასთან ახლოს ვ მ= 230 კმ/წმ მანძილზე რ მ= 40 ათასი წმ. წელი ცენტრიდან:

ბრინჯი. 7. გალაქტიკის სპექტრული ხაზები, ბრუნავს ღერძის გარშემო ნ, როდესაც სპექტროგრაფის ჭრილი ღერძის გასწვრივ არის ორიენტირებული აბ. ხაზი გალაქტიკის დაღმავალი კიდედან ( ბ) არის გადახრილი წითელი მხარისკენ (R), ხოლო მოახლოებული კიდიდან ( ა) – ულტრაიისფერზე (UV).

ბრინჯი. 8. გალაქტიკის ბრუნვის მრუდი. ბრუნვის სიჩქარე ვ r აღწევს მაქსიმალურ მნიშვნელობას ვმ მანძილზე რ M გალაქტიკის ცენტრიდან და შემდეგ ნელ-ნელა მცირდება.

გალაქტიკების სპექტრებში შთანთქმის ხაზები და ემისიის ხაზები ერთნაირი ფორმისაა, შესაბამისად, დისკზე ვარსკვლავები და გაზი ბრუნავენ იმავე სიჩქარით იმავე მიმართულებით. როდესაც დისკზე ბნელი მტვრის ზოლების მდებარეობით შეგვიძლია გავიგოთ გალაქტიკის რომელი კიდეა ჩვენთან უფრო ახლოს, შეგვიძლია გავარკვიოთ სპირალური მკლავების მობრუნების მიმართულება: ყველა შესწავლილ გალაქტიკაში ისინი ჩამორჩებიან, ე.ი. ცენტრიდან მოშორებით, მკლავი იხრება მიმართულების ბრუნვის საწინააღმდეგო მიმართულებით.

ბრუნვის მრუდის ანალიზი საშუალებას გვაძლევს განვსაზღვროთ გალაქტიკის მასა. უმარტივეს შემთხვევაში, მიზიდულობის ძალის ტოლფასი ცენტრიდანული ძალასთან, ჩვენ ვიღებთ გალაქტიკის მასას ვარსკვლავის ორბიტაში: მ = rV რ 2 /გ, სად გ- სიმძიმის მუდმივი. პერიფერიული ვარსკვლავების მოძრაობის ანალიზი საშუალებას გაძლევთ შეაფასოთ მთლიანი მასა. ჩვენს გალაქტიკას აქვს მასა დაახლოებით. 210 11 მზის მასა, ანდრომედას ნისლეულისთვის 410 11, დიდი მაგელანის ღრუბლისთვის – 1510 9 . დისკის გალაქტიკების მასები დაახლოებით პროპორციულია მათი სიკაშკაშის ( ლ), ასე რომ, ურთიერთობა მ/ლმათ აქვთ თითქმის იგივე და სიკაშკაშე ლურჯ სხივებში ტოლია მ/ლ 5 ერთეულში მზის მასა და სიკაშკაშე.

სფერული გალაქტიკის მასა შეიძლება შეფასდეს ანალოგიურად, დისკის ბრუნვის სიჩქარის ნაცვლად გალაქტიკაში ვარსკვლავების ქაოტური მოძრაობის სიჩქარეს (  ვ), რომელიც იზომება სპექტრული ხაზების სიგანით და ეწოდება სიჩქარის დისპერსია: მ  რ ვ 2 /გ, სად რ– გალაქტიკის რადიუსი (ვირუსული თეორემა). ვარსკვლავების დისპერსიის სიჩქარე ელიფსურ გალაქტიკებში ჩვეულებრივ არის 50-დან 300 კმ/წმ-მდე, ხოლო მასები 109 მზის მასიდან ჯუჯა სისტემებში 1012-მდე გიგანტურ სისტემებში.

რადიო ემისიებიირმის ნახტომი აღმოაჩინა კ. იანსკიმ 1931 წელს. ირმის ნახტომის პირველი რადიო რუკა მოიპოვა გ. რებერმა 1945 წელს. ეს გამოსხივება მოდის ტალღის სიგრძის ფართო დიაპაზონში.  ან სიხშირეები  = გ/ რამდენიმე მეგაჰერციდან (   100 მ) ათობით გიგაჰერცამდე (   1 სმ) და ეწოდება "უწყვეტი". მასზე პასუხისმგებელია რამდენიმე ფიზიკური პროცესი, რომელთაგან ყველაზე მნიშვნელოვანია სინქროტრონის გამოსხივება ვარსკვლავთშორისი ელექტრონებისგან, რომლებიც თითქმის სინათლის სიჩქარით მოძრაობენ სუსტ ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველში. 1950 წელს უწყვეტი ემისია ტალღის სიგრძეზე 1,9 მ აღმოაჩინეს რ. ბრაუნმა და კ. ჰაზარმა (ჯოდრელის ბანკი, ინგლისი) ანდრომედას ნისლეულიდან და შემდეგ მრავალი სხვა გალაქტიკიდან. ჩვეულებრივი გალაქტიკები, როგორიცაა ჩვენი ან M 31, რადიოტალღების სუსტი წყაროებია. ისინი ასხივებენ თავიანთი ოპტიკური სიმძლავრის მემილიონედს რადიოს დიაპაზონში. მაგრამ ზოგიერთ უჩვეულო გალაქტიკაში ეს გამოსხივება გაცილებით ძლიერია. უახლოეს „რადიო გალაქტიკებს“ ქალწული A (M 87), კენტავრი A (NGC 5128) და პერსევსი A (NGC 1275) აქვთ ოპტიკურის 10 -4 10 -3 რადიონათება. და იშვიათი ობიექტებისთვის, როგორიცაა რადიოგალაქტიკა Cygnus A, ეს თანაფარდობა ახლოსაა ერთიანობასთან. ამ მძლავრი რადიო წყაროს აღმოჩენიდან მხოლოდ რამდენიმე წლის შემდეგ იყო შესაძლებელი მასთან დაკავშირებული მკრთალი გალაქტიკის პოვნა. ბევრი მკრთალი რადიო წყარო, რომელიც, სავარაუდოდ, დაკავშირებულია შორეულ გალაქტიკებთან, ჯერ კიდევ არ არის იდენტიფიცირებული ოპტიკურ ობიექტებთან.

გალაქტიკა არის ვარსკვლავების, გაზისა და მტვრის დიდი წარმონაქმნი, რომელსაც ერთმანეთთან იკავებს გრავიტაცია. ეს უდიდესი ნაერთები სამყაროში შეიძლება განსხვავდებოდეს ფორმისა და ზომის მიხედვით. კოსმოსური ობიექტების უმეტესობა კონკრეტული გალაქტიკის ნაწილია. ეს არის ვარსკვლავები, პლანეტები, თანამგზავრები, ნისლეულები, შავი ხვრელები და ასტეროიდები. ზოგიერთ გალაქტიკას აქვს დიდი რაოდენობით უხილავი ბნელი ენერგია. იმის გამო, რომ გალაქტიკები გამოყოფილია ცარიელი სივრცით, მათ ფიგურალურად უწოდებენ ოაზებს კოსმოსურ უდაბნოში.

	ელიფსური გალაქტიკა	სპირალური გალაქტიკა	არასწორი გალაქტიკა
სფერული კომპონენტი	მთელი გალაქტიკა	ჭამე	Ძალიან სუსტი
ვარსკვლავის დისკი	არცერთი ან სუსტად გამოხატული	მთავარი კომპონენტი	მთავარი კომპონენტი
გაზისა და მტვრის დისკი	არა	ჭამე	ჭამე
სპირალური ტოტები	არა ან მხოლოდ ბირთვთან ახლოს	ჭამე	არა
აქტიური ბირთვები	Შეხვედრა	Შეხვედრა	არა
	20%	55%	5%

ჩვენი გალაქტიკა

ჩვენთან უახლოესი ვარსკვლავი, მზე, არის ირმის ნახტომის გალაქტიკის მილიარდი ვარსკვლავიდან ერთ-ერთი. ვარსკვლავებით მოჭედილი ღამის ცის დათვალიერებისას, ძნელია არ შეამჩნიო ვარსკვლავებით მოფენილი ფართო ზოლი. ძველი ბერძნები ამ ვარსკვლავების გროვას გალაქტიკას უწოდებდნენ.

ჩვენ რომ გვქონდეს შესაძლებლობა გარედან შევხედოთ ამ ვარსკვლავურ სისტემას, შევამჩნევდით გაშლილ ბურთს, რომელშიც 150 მილიარდზე მეტი ვარსკვლავია. ჩვენს გალაქტიკას აქვს ზომები, რომლებიც ძნელი წარმოსადგენია. სინათლის სხივი მოგზაურობს ერთი მხრიდან მეორეზე ასობით ათასი დედამიწის წლის განმავლობაში! ჩვენი გალაქტიკის ცენტრი უკავია ბირთვს, საიდანაც ვარსკვლავებით სავსე უზარმაზარი სპირალური ტოტები ვრცელდება. მზიდან გალაქტიკის ბირთვამდე მანძილი 30 ათასი სინათლის წელია. მზის სისტემა მდებარეობს ირმის ნახტომის გარეუბანში.

გალაქტიკაში ვარსკვლავები, მიუხედავად კოსმოსური სხეულების უზარმაზარი დაგროვებისა, იშვიათია. მაგალითად, უახლოეს ვარსკვლავებს შორის მანძილი ათობით მილიონი ჯერ მეტია, ვიდრე მათი დიამეტრი. არ შეიძლება ითქვას, რომ ვარსკვლავები შემთხვევით მიმოფანტულნი არიან სამყაროში. მათი მდებარეობა დამოკიდებულია გრავიტაციულ ძალებზე, რომლებიც ატარებენ ციურ სხეულს გარკვეულ სიბრტყეში. ვარსკვლავურ სისტემებს საკუთარი გრავიტაციული ველებით გალაქტიკები ეწოდება. ვარსკვლავების გარდა, გალაქტიკაში შედის გაზი და ვარსკვლავთშორისი მტვერი.

გალაქტიკების შემადგენლობა.

სამყარო ასევე შედგება მრავალი სხვა გალაქტიკისგან. ჩვენთან ყველაზე ახლოს ისინი 150 ათასი სინათლის წლის მანძილზეა დაშორებული. მათი დანახვა სამხრეთ ნახევარსფეროს ცაზე შეიძლება პატარა ნისლიანი ლაქების სახით. ისინი პირველად აღწერა პიგაფეტმა, მაგელანის ექსპედიციის წევრმა მთელ მსოფლიოში. ისინი მეცნიერებაში შევიდნენ დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლების სახელით.

ჩვენთან უახლოესი გალაქტიკა არის ანდრომედას ნისლეული. მას აქვს ძალიან დიდი ზომებიამიტომ დედამიწიდან ჩანს ჩვეულებრივი ბინოკლებით და ნათელ ამინდში - შეუიარაღებელი თვალითაც კი.

გალაქტიკის სტრუქტურა ჰგავს გიგანტურ სპირალურ ამოზნექილ სივრცეში. ერთ-ერთ სპირალურ მკლავზე, ცენტრიდან დაშორების ¾-ზე, არის მზის სისტემა. გალაქტიკაში ყველაფერი ტრიალებს ცენტრალური ბირთვის გარშემო და ექვემდებარება მისი მიზიდულობის ძალას. 1962 წელს ასტრონომმა ედვინ ჰაბლმა კლასიფიკაცია მოახდინა გალაქტიკების ფორმის მიხედვით. მეცნიერმა ყველა გალაქტიკა დაყო ელიფსურ, სპირალურ, არარეგულარულ და ზოლიან გალაქტიკებად.

სამყაროს იმ ნაწილში, რომელიც ხელმისაწვდომია ასტრონომიული კვლევებისთვის, მილიარდობით გალაქტიკაა. ერთობლივად, ასტრონომები მათ მეტაგალაქტიკას უწოდებენ.

სამყაროს გალაქტიკები

გალაქტიკები წარმოდგენილია ვარსკვლავების, გაზისა და მტვრის დიდი ჯგუფებით, რომლებიც ერთმანეთთან არის დაკავშირებული გრავიტაციით. ისინი შეიძლება მნიშვნელოვნად განსხვავდებოდეს ფორმისა და ზომის მიხედვით. კოსმოსური ობიექტების უმეტესობა რომელიმე გალაქტიკას ეკუთვნის. ეს არის შავი ხვრელები, ასტეროიდები, ვარსკვლავები თანამგზავრებით და პლანეტებით, ნისლეულები, ნეიტრონული თანამგზავრები.

სამყაროს გალაქტიკების უმეტესობა შეიცავს უხილავი ბნელი ენერგიის უზარმაზარ რაოდენობას. ვინაიდან სხვადასხვა გალაქტიკებს შორის სივრცე ცარიელად ითვლება, მათ ხშირად უწოდებენ ოაზებს სივრცის სიცარიელეში. მაგალითად, ვარსკვლავი სახელად მზე არის ერთ-ერთი მილიარდობით ვარსკვლავიდან ირმის ნახტომის გალაქტიკაში, რომელიც მდებარეობს ჩვენს სამყაროში. მზის სისტემა მდებარეობს ამ სპირალის ცენტრიდან დაშორების ¾-ზე. ამ გალაქტიკაში ყველაფერი მუდმივად მოძრაობს ცენტრალური ბირთვის გარშემო, რომელიც ემორჩილება მის გრავიტაციას. თუმცა, ბირთვიც მოძრაობს გალაქტიკასთან ერთად. ამავდროულად, ყველა გალაქტიკა სუპერ სიჩქარით მოძრაობს.
ასტრონომმა ედვინ ჰაბლმა 1962 წელს ჩაატარა სამყაროს გალაქტიკების ლოგიკური კლასიფიკაცია, მათი ფორმის გათვალისწინებით. ახლა გალაქტიკები იყოფა 4 ძირითად ჯგუფად: ელიფსური, სპირალური, ზოლიანი და არარეგულარული გალაქტიკები.
რა არის ყველაზე დიდი გალაქტიკა ჩვენს სამყაროში?
სამყაროს ყველაზე დიდი გალაქტიკა არის სუპერგიგანტური ლინტიკულური გალაქტიკა, რომელიც მდებარეობს Abell 2029 გროვაში.

სპირალური გალაქტიკები

ისინი გალაქტიკებია, რომელთა ფორმა ჰგავს ბრტყელ სპირალურ დისკს ნათელი ცენტრით (ბირთვით). ირმის ნახტომი ტიპიური სპირალური გალაქტიკაა. სპირალურ გალაქტიკებს ჩვეულებრივ უწოდებენ ასო S-ს, ისინი იყოფა 4 ქვეჯგუფად: Sa, So, Sc და Sb. So ჯგუფს მიკუთვნებული გალაქტიკები გამოირჩევიან ნათელი ბირთვებით, რომლებსაც არ აქვთ სპირალური მკლავები. რაც შეეხება Sa-ს გალაქტიკებს, ისინი გამოირჩევიან მკვრივი სპირალური მკლავებით, რომლებიც მჭიდროდ არიან შემოჭრილი ცენტრალური ბირთვის გარშემო. Sc და Sb გალაქტიკების მკლავები იშვიათად აკრავს ბირთვს.

მესიეს კატალოგის სპირალური გალაქტიკები

შეზღუდული გალაქტიკები

ბარის გალაქტიკები ჰგავს სპირალურ გალაქტიკებს, მაგრამ აქვთ ერთი განსხვავება. ასეთ გალაქტიკებში სპირალები იწყება არა ბირთვიდან, არამედ ხიდებიდან. ყველა გალაქტიკის დაახლოებით 1/3 მიეკუთვნება ამ კატეგორიას. ისინი ჩვეულებრივ აღინიშნება ასოებით SB. თავის მხრივ, ისინი იყოფა 3 ქვეჯგუფად Sbc, SBb, SBa. განსხვავება ამ სამ ჯგუფს შორის განისაზღვრება ჯემპრების ფორმისა და სიგრძის მიხედვით, სადაც, ფაქტობრივად, იწყება სპირალების მკლავები.

სპირალური გალაქტიკები მესიეს კატალოგის ზოლით

ელიფსური გალაქტიკები

გალაქტიკების ფორმა შეიძლება განსხვავდებოდეს იდეალურად მრგვალიდან მოგრძო ოვალურამდე. მათი გამორჩეული თვისებაარის ცენტრალური ნათელი ბირთვის არარსებობა. ისინი აღინიშნება ასო E და იყოფა 6 ქვეჯგუფად (ფორმის მიხედვით). ასეთი ფორმები მითითებულია E0-დან E7-მდე. პირველებს აქვთ თითქმის მრგვალი ფორმა, ხოლო E7 ხასიათდება უკიდურესად წაგრძელებული ფორმით.

მესიეს კატალოგის ელიფსური გალაქტიკები

არარეგულარული გალაქტიკები

მათ არ აქვთ გამოხატული სტრუქტურა ან ფორმა. არარეგულარული გალაქტიკები ჩვეულებრივ იყოფა 2 კლასად: IO და Im. ყველაზე გავრცელებული არის Im კლასის გალაქტიკა (მას აქვს მხოლოდ მცირე სტრუქტურის მინიშნება). ზოგიერთ შემთხვევაში, ხვეული ნარჩენები ჩანს. IO მიეკუთვნება ქაოტური ფორმის გალაქტიკების კლასს. მაგელანის მცირე და დიდი ღრუბლები - ნათელი მაგალითიმე კლასი ვარ.

მესიეს კატალოგის არარეგულარული გალაქტიკები

გალაქტიკების ძირითადი ტიპების მახასიათებლების ცხრილი

	ელიფსური გალაქტიკა	სპირალური გალაქტიკა	არასწორი გალაქტიკა
სფერული კომპონენტი	მთელი გალაქტიკა	ჭამე	Ძალიან სუსტი
ვარსკვლავის დისკი	არცერთი ან სუსტად გამოხატული	მთავარი კომპონენტი	მთავარი კომპონენტი
გაზისა და მტვრის დისკი	არა	ჭამე	ჭამე
სპირალური ტოტები	არა ან მხოლოდ ბირთვთან ახლოს	ჭამე	არა
აქტიური ბირთვები	Შეხვედრა	Შეხვედრა	არა
მთლიანი გალაქტიკების პროცენტი	20%	55%	5%

გალაქტიკების დიდი პორტრეტი

არც ისე დიდი ხნის წინ, ასტრონომებმა დაიწყეს მუშაობა ერთობლივ პროექტზე, რათა დაედგინათ გალაქტიკების მდებარეობა მთელ სამყაროში. მათი მიზანია სამყაროს საერთო სტრუქტურისა და ფორმის უფრო დეტალური სურათის მიღება დიდი მასშტაბებით. სამწუხაროდ, სამყაროს მასშტაბები ბევრისთვის ძნელი გასაგებია. ავიღოთ ჩვენი გალაქტიკა, რომელიც შედგება ას მილიარდზე მეტი ვარსკვლავისგან. სამყაროში მილიარდობით მეტი გალაქტიკაა. შორეული გალაქტიკები აღმოაჩინეს, მაგრამ ჩვენ ვხედავთ მათ სინათლეს, როგორც ეს იყო თითქმის 9 მილიარდი წლის წინ (ჩვენ გვაშორებს ასეთი დიდი მანძილი).

ასტრონომებმა გაიგეს, რომ გალაქტიკების უმეტესობა მიეკუთვნება გარკვეულ ჯგუფს (ის ცნობილი გახდა, როგორც "კასეტური"). ირმის ნახტომი გროვის ნაწილია, რომელიც თავის მხრივ ორმოცი ცნობილი გალაქტიკისგან შედგება. როგორც წესი, ამ კლასტერების უმეტესობა არის კიდევ უფრო დიდი ჯგუფის ნაწილი, რომელსაც ეწოდება სუპერკლასტერები.

ჩვენი კლასტერი არის სუპერკლასტერის ნაწილი, რომელსაც ჩვეულებრივ ქალწულის კლასტერს უწოდებენ. ასეთი მასიური გროვა შედგება 2 ათასზე მეტი გალაქტიკისგან. იმ დროს, როდესაც ასტრონომებმა შექმნეს ამ გალაქტიკების მდებარეობის რუკა, სუპერგროვებმა დაიწყეს კონკრეტული ფორმის მიღება. დიდი სუპერკლასტერები თავმოყრილია გიგანტური ბუშტების ან სიცარიელის გარშემო. რა სახის სტრუქტურაა ეს, ჯერ არავინ იცის. ჩვენ არ გვესმის, რა შეიძლება იყოს ამ სიცარიელეში. ვარაუდით, ისინი შეიძლება იყოს სავსე მეცნიერთათვის უცნობი ტიპის ბნელი მატერიაან აქვს შიგნით ცარიელი ადგილი. დიდი დრო დაგჭირდებათ, სანამ გავიგებთ ასეთი სიცარიელეების ბუნებას.

გალაქტიკური გამოთვლები

ედვინ ჰაბლი გალაქტიკური კვლევის ფუძემდებელია. ის პირველია, ვინც დაადგინა, როგორ გამოთვალოს ზუსტი მანძილი გალაქტიკამდე. თავის კვლევაში ის ეყრდნობოდა იმპულსური ვარსკვლავების მეთოდს, რომლებიც უფრო ცნობილია როგორც ცეფეიდები. მეცნიერმა შეძლო შეემჩნია კავშირი სიკაშკაშის ერთი პულსაციის დასასრულებლად საჭირო პერიოდსა და ვარსკვლავის გამოყოფის ენერგიას შორის. მისი კვლევის შედეგები გახდა მნიშვნელოვანი გარღვევა გალაქტიკური კვლევის სფეროში. გარდა ამისა, მან აღმოაჩინა, რომ არსებობს კორელაცია გალაქტიკის მიერ გამოსხივებულ წითელ სპექტრსა და მის მანძილს შორის (ჰაბლის მუდმივი).

დღესდღეობით, ასტრონომებს შეუძლიათ გალაქტიკის მანძილისა და სიჩქარის გაზომვა სპექტრში წითელი წანაცვლების რაოდენობის გაზომვით. ცნობილია, რომ სამყაროს ყველა გალაქტიკა შორდება ერთმანეთს. რაც უფრო შორს არის გალაქტიკა დედამიწიდან, მით მეტია მისი მოძრაობის სიჩქარე.

ამ თეორიის ვიზუალიზაციისთვის წარმოიდგინეთ, როგორ მართავთ მანქანას, რომელიც მოძრაობს საათში 50 კმ სიჩქარით. მანქანა თქვენს წინ მოძრაობს 50 კმ საათში სწრაფად, რაც ნიშნავს, რომ მისი სიჩქარე 100 კმ საათშია. მის წინ კიდევ ერთი მანქანა დგას, რომელიც საათში კიდევ 50 კმ-ით უფრო სწრაფად მოძრაობს. მიუხედავად იმისა, რომ სამივე მანქანის სიჩქარე საათში 50 კმ-ით იქნება განსხვავებული, პირველი მანქანა რეალურად 100 კმ/სთ უფრო სწრაფად შორდება თქვენგან. ვინაიდან წითელი სპექტრი საუბრობს გალაქტიკის ჩვენგან მოშორების სიჩქარეზე, მიიღება შემდეგი: რაც უფრო დიდია წითელი ცვლა, მით უფრო სწრაფად მოძრაობს გალაქტიკა და მით უფრო დიდია მისი მანძილი ჩვენგან.

ახლა ჩვენ გვაქვს ახალი ხელსაწყოები, რომლებიც მეცნიერებს ახალი გალაქტიკების ძიებაში დავეხმარებით. ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის წყალობით მეცნიერებმა შეძლეს დაენახათ ის, რაზეც ადრე მხოლოდ ოცნება შეეძლოთ. ამ ტელესკოპის მაღალი სიმძლავრე უზრუნველყოფს ახლომდებარე გალაქტიკების მცირე დეტალების კარგ ხილვას და საშუალებას გაძლევთ შეისწავლოთ უფრო შორეული გალაქტიკები, რომლებიც ჯერ არავისთვის იყო ცნობილი. ამჟამად კოსმოსური დაკვირვების ახალი ინსტრუმენტები დამუშავების პროცესშია და უახლოეს მომავალში ისინი ხელს შეუწყობენ სამყაროს სტრუქტურის უფრო ღრმა გაგებას.

გალაქტიკების ტიპები

• სპირალური გალაქტიკები. ფორმა წააგავს ბრტყელ სპირალურ დისკს გამოხატული ცენტრით, ე.წ. ჩვენი გალაქტიკა ირმის ნახტომი მიეკუთვნება ამ კატეგორიას. პორტალის საიტის ამ განყოფილებაში ნახავთ ბევრ განსხვავებულ სტატიას ჩვენი გალაქტიკის კოსმოსური ობიექტების აღწერისთვის.
• შეზღუდული გალაქტიკები. ისინი ჰგვანან სპირალურებს, მხოლოდ მათგან განსხვავდებიან ერთი მნიშვნელოვანი განსხვავებით. სპირალები არ ვრცელდება ბირთვიდან, არამედ ე.წ. სამყაროს ყველა გალაქტიკის მესამედი შეიძლება მიეკუთვნებოდეს ამ კატეგორიას.
• ელიფსურ გალაქტიკებს აქვთ სხვადასხვა ფორმები: იდეალურად მრგვალიდან ოვალურამდე წაგრძელებული. სპირალურებთან შედარებით, მათ აკლიათ ცენტრალური, გამოხატული ბირთვი.
• არარეგულარული გალაქტიკები არ აქვთ დამახასიათებელი ფორმაან სტრუქტურა. ისინი არ შეიძლება დაიყოს ზემოთ ჩამოთვლილ რომელიმე ტიპად. სამყაროს უზარმაზარ სივრცეში გაცილებით ნაკლები არარეგულარული გალაქტიკაა.

ასტრონომებმა ახლახან წამოიწყეს ერთობლივი პროექტი სამყაროს ყველა გალაქტიკის ადგილმდებარეობის დასადგენად. მეცნიერები იმედოვნებენ, რომ უფრო ნათელ სურათს მიიღებენ მისი სტრუქტურის ფართო მასშტაბით. სამყაროს ზომის შეფასება რთულია ადამიანის აზროვნებისა და გაგებისთვის. მხოლოდ ჩვენი გალაქტიკა არის ასობით მილიარდი ვარსკვლავის კოლექცია. და მილიარდობით ასეთი გალაქტიკაა. ჩვენ შეგვიძლია დავინახოთ შუქი აღმოჩენილი შორეული გალაქტიკებიდან, მაგრამ არც იმას ნიშნავს, რომ ჩვენ წარსულს ვუყურებთ, რადგან სინათლის სხივი ჩვენამდე აღწევს ათობით მილიარდი წლის განმავლობაში, ასეთი დიდი მანძილი გვაშორებს.

ასტრონომები ასევე უკავშირებენ გალაქტიკების უმეტესობას გარკვეულ ჯგუფებთან, რომლებსაც გროვები ეწოდება. ჩვენი ირმის ნახტომი ეკუთვნის გროვას, რომელიც შედგება 40 შესწავლილი გალაქტიკისგან. ასეთი მტევანი გაერთიანებულია დიდ ჯგუფებად, რომლებსაც სუპერკლასტერები ეწოდება. გროვა ჩვენს გალაქტიკასთან არის ქალწულის სუპერგროვის ნაწილი. ეს გიგანტური გროვა შეიცავს 2 ათასზე მეტ გალაქტიკას. მას შემდეგ, რაც მეცნიერებმა დაიწყეს ამ გალაქტიკების მდებარეობის რუქის შედგენა, სუპერგროვებმა გარკვეული ფორმები შეიძინეს. გალაქტიკური სუპერგროვების უმეტესობა გარშემორტყმული იყო გიგანტური სიცარიელეებით. არავინ იცის, რა შეიძლება იყოს ამ სიცარიელეში: გარე სივრცე, როგორიცაა პლანეტათაშორისი სივრცე თუ მატერიის ახალი ფორმა. ამ საიდუმლოს ამოხსნას დიდი დრო დასჭირდება.

გალაქტიკათა ურთიერთქმედება

მეცნიერებისთვის არანაკლებ საინტერესოა გალაქტიკების, როგორც კოსმოსური სისტემების კომპონენტების ურთიერთქმედების საკითხი. საიდუმლო არ არის, რომ კოსმოსური ობიექტები მუდმივ მოძრაობაში არიან. გალაქტიკები არ არის გამონაკლისი ამ წესიდან. ზოგიერთმა გალაქტიკამ შეიძლება გამოიწვიოს ორი კოსმოსური სისტემის შეჯახება ან შერწყმა. თუ გესმით, როგორ ჩნდებიან ეს კოსმოსური ობიექტები, მათი ურთიერთქმედების შედეგად ფართომასშტაბიანი ცვლილებები უფრო გასაგები ხდება. ორი კოსმოსური სისტემის შეჯახებისას გიგანტური ენერგია იფრქვევა. სამყაროს უკიდეგანო სივრცეში ორი გალაქტიკის შეხვედრა კიდევ უფრო სავარაუდო მოვლენაა, ვიდრე ორი ვარსკვლავის შეჯახება. გალაქტიკების შეჯახება ყოველთვის არ მთავრდება აფეთქებით. პატარა კოსმოსურ სისტემას თავისუფლად შეუძლია გაიაროს უფრო დიდი კოლეგა, მხოლოდ ოდნავ შეცვალოს მისი სტრუქტურა.

ამრიგად, წარმონაქმნების ფორმირება მსგავსია გარეგნობაგრძელ დერეფნებზე. ისინი შეიცავენ ვარსკვლავებს და აირისებრ ზონებს და ხშირად წარმოიქმნება ახალი ვარსკვლავები. არის შემთხვევები, როდესაც გალაქტიკები ერთმანეთს არ ეჯახებიან, არამედ მსუბუქად ეხებიან ერთმანეთს. თუმცა, ასეთი ურთიერთქმედებაც კი იწვევს შეუქცევადი პროცესების ჯაჭვს, რაც იწვევს უზარმაზარ ცვლილებებს ორივე გალაქტიკის სტრუქტურაში.

რა მომავალი ელის ჩვენს გალაქტიკას?

როგორც მეცნიერები ვარაუდობენ, შესაძლებელია, რომ შორეულ მომავალში ირმის ნახტომმა შეძლოს კოსმოსური ზომის სატელიტური სისტემის შთანთქმა, რომელიც ჩვენგან 50 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. კვლევებმა აჩვენა, რომ ამ თანამგზავრს აქვს სიცოცხლის ხანგრძლივობის პოტენციალი, მაგრამ თუ იგი შეეჯახა თავის გიგანტურ მეზობელს, დიდი ალბათობით დაასრულებს თავის ცალკეულ არსებობას. ასტრონომები ასევე იწინასწარმეტყველებენ შეჯახებას ირმის ნახტომსა და ანდრომედას ნისლეულს შორის. გალაქტიკები ერთმანეთისკენ მოძრაობენ სინათლის სიჩქარით. სავარაუდო შეჯახების მოლოდინი დაახლოებით სამი მილიარდი დედამიწის წელია. თუმცა, რეალურად მოხდება თუ არა ეს ახლა, რთულია ვარაუდი, ორივე კოსმოსური სისტემის მოძრაობის შესახებ მონაცემების ნაკლებობის გამო.

გალაქტიკების აღწერაკვანტ. სივრცე

პორტალის საიტი მიგიყვანთ საინტერესო და მომხიბლავი სივრცის სამყაროში. თქვენ გაეცნობით სამყაროს სტრუქტურის ბუნებას, გაეცნობით ცნობილი დიდი გალაქტიკების სტრუქტურას და მათ კომპონენტებს. ჩვენი გალაქტიკის შესახებ სტატიების წაკითხვით, ჩვენ უფრო ნათლად ვხვდებით ზოგიერთ ფენომენს, რომლის დაკვირვებაც შესაძლებელია ღამის ცაზე.

ყველა გალაქტიკა დედამიწიდან დიდ მანძილზეა. შეუიარაღებელი თვალით მხოლოდ სამი გალაქტიკის დანახვაა შესაძლებელი: მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლები და ანდრომედას ნისლეული. შეუძლებელია ყველა გალაქტიკის დათვლა. მეცნიერთა შეფასებით, მათი რიცხვი დაახლოებით 100 მილიარდია. გალაქტიკების სივრცითი განაწილება არათანაბარია - ერთი რეგიონი შეიძლება შეიცავდეს მათ უზარმაზარ რაოდენობას, ხოლო მეორე არ შეიცავს არც ერთ პატარა გალაქტიკას. ასტრონომებმა 90-იანი წლების დასაწყისამდე ვერ შეძლეს გალაქტიკების სურათების ცალკეული ვარსკვლავებისგან გამოყოფა. ამ დროს არსებობდა 30-მდე გალაქტიკა ინდივიდუალური ვარსკვლავებით. ყველა მათგანი დაინიშნა ლოკალურ ჯგუფში. 1990 წელს მოხდა დიდებული მოვლენა ასტრონომიის, როგორც მეცნიერების განვითარებაში - ჰაბლის ტელესკოპი დედამიწის ორბიტაზე გაუშვა. სწორედ ამ ტექნიკამ, ისევე როგორც ახალმა ხმელეთზე დაფუძნებულმა 10 მეტრიანმა ტელესკოპებმა შესაძლებელი გახადა მნიშვნელოვანი ნახვის შესაძლებლობა. უფრო დიდი რაოდენობადაშვებული გალაქტიკები.

დღეს მსოფლიოს „ასტრონომიული გონები“ თავს იღრღნიან ბნელი მატერიის როლზე გალაქტიკების აგებაში, რაც მხოლოდ გრავიტაციულ ურთიერთქმედებაში ვლინდება. მაგალითად, ზოგიერთ დიდ გალაქტიკაში ის შეადგენს მთლიანი მასის დაახლოებით 90%-ს, ხოლო ჯუჯა გალაქტიკები შეიძლება საერთოდ არ შეიცავდეს მას.

გალაქტიკების ევოლუცია

მეცნიერები თვლიან, რომ გალაქტიკების გაჩენა არის სამყაროს ევოლუციის ბუნებრივი ეტაპი, რომელიც მოხდა გრავიტაციული ძალების გავლენის ქვეშ. დაახლოებით 14 მილიარდი წლის წინ, პირველად ნივთიერებაში პროტოკლასტერების ფორმირება დაიწყო. გარდა ამისა, სხვადასხვა დინამიური პროცესების გავლენის ქვეშ მოხდა გალაქტიკური ჯგუფების გამოყოფა. გალაქტიკის ფორმების სიმრავლე აიხსნება მათი ფორმირების საწყისი პირობების მრავალფეროვნებით.

გალაქტიკის შეკუმშვას დაახლოებით 3 მილიარდი წელი სჭირდება. გარკვეული პერიოდის განმავლობაში გაზის ღრუბელი იქცევა ვარსკვლავურ სისტემად. ვარსკვლავების ფორმირება ხდება გაზის ღრუბლების გრავიტაციული შეკუმშვის გავლენის ქვეშ. ღრუბლის ცენტრში გარკვეული ტემპერატურისა და სიმკვრივის მიღწევის შემდეგ, რომელიც საკმარისია თერმობირთვული რეაქციების დასაწყებად, წარმოიქმნება ახალი ვარსკვლავი. მასიური ვარსკვლავები წარმოიქმნება თერმობირთვულიდან ქიმიური ელემენტები, მასით აღემატება ჰელიუმს. ეს ელემენტები ქმნიან პირველად ჰელიუმ-წყალბადის გარემოს. სუპერნოვას უზარმაზარი აფეთქებების დროს წარმოიქმნება რკინაზე მძიმე ელემენტები. აქედან გამომდინარეობს, რომ გალაქტიკა შედგება ვარსკვლავების ორი თაობისგან. პირველი თაობა უძველესი ვარსკვლავებია, რომლებიც შედგება ჰელიუმის, წყალბადის და ძალიან მცირე რაოდენობით მძიმე ელემენტებისაგან. მეორე თაობის ვარსკვლავებს აქვთ მძიმე ელემენტების უფრო შესამჩნევი შერევა, რადგან ისინი წარმოიქმნება მძიმე ელემენტებით გამდიდრებული პირველყოფილი გაზისგან.

თანამედროვე ასტრონომიაში გალაქტიკებს, როგორც კოსმიურ სტრუქტურებს განსაკუთრებული ადგილი ეთმობა. დეტალურად არის შესწავლილი გალაქტიკების ტიპები, მათი ურთიერთქმედების თავისებურებები, მსგავსება და განსხვავებები და კეთდება მათი მომავლის პროგნოზი. ეს ტერიტორია ჯერ კიდევ შეიცავს უამრავ უცნობს, რომელიც საჭიროებს დამატებით შესწავლას. თანამედროვე მეცნიერებაგადაჭრა მრავალი კითხვა გალაქტიკების აგების ტიპებთან დაკავშირებით, მაგრამ ასევე იყო ბევრი ცარიელი ლაქა, რომელიც დაკავშირებულია ამ კოსმოსური სისტემების ფორმირებასთან. კვლევითი აღჭურვილობის მოდერნიზაციის ამჟამინდელი ტემპი და კოსმოსური სხეულების შესწავლის ახალი მეთოდოლოგიების შემუშავება მომავალში მნიშვნელოვანი გარღვევის იმედს იძლევა. ასეა თუ ისე, გალაქტიკები ყოველთვის აღმოჩნდებიან მეცნიერული კვლევის ცენტრში. და ეს ეფუძნება არა მხოლოდ ადამიანის ცნობისმოყვარეობას. კოსმოსური სისტემების განვითარების ნიმუშების შესახებ მონაცემების მიღების შემდეგ, ჩვენ შევძლებთ ვიწინასწარმეტყველოთ ჩვენი გალაქტიკის მომავალი, რომელსაც ირმის ნახტომი ეწოდება.

Ყველაზე საინტერესო ამბები, გალაქტიკების შესწავლის შესახებ სამეცნიერო, ორიგინალურ სტატიებს შემოგთავაზებთ პორტალის საიტი. აქ ნახავთ საინტერესო ვიდეოებს, მაღალხარისხიან სურათებს თანამგზავრებიდან და ტელესკოპებიდან, რომლებიც გულგრილს არ დაგტოვებთ. ჩაყვინთეთ უცნობი სივრცის სამყაროში ჩვენთან ერთად!

გაყავით სოციალური ჯგუფებიჩვენი გალაქტიკა ირმის ნახტომი მიეკუთვნება ძლიერ "საშუალო კლასს". ამრიგად, იგი მიეკუთვნება გალაქტიკების ყველაზე გავრცელებულ ტიპს, მაგრამ ამავე დროს ის არ არის საშუალო ზომით და მასით. გალაქტიკები, რომლებიც ირმის ნახტომზე მცირეა, უფრო დიდია ვიდრე მასზე დიდი. ჩვენს "ვარსკვლავურ კუნძულს" ასევე აქვს მინიმუმ 14 თანამგზავრი - სხვა ჯუჯა გალაქტიკები. ისინი განწირულნი არიან იმისთვის, რომ ირმის ნახტომის ირგვლივ შემოატრიალონ, სანამ არ შეიწოვება იგი, ან არ გაფრინდებიან გალაქტიკათშორისი შეჯახებისგან. ჰოდა, ახლა ეს ერთადერთი ადგილია, სადაც სიცოცხლე ალბათ არსებობს - ანუ მე და შენ.

მაგრამ ირმის ნახტომი რჩება სამყაროს ყველაზე იდუმალ გალაქტიკად: "ვარსკვლავური კუნძულის" კიდეზე ყოფნისას, ჩვენ ვხედავთ მისი მილიარდობით ვარსკვლავის მხოლოდ ნაწილს. გალაქტიკა კი სრულიად უხილავია - ის დაფარულია ვარსკვლავების, გაზებისა და მტვრის მკვრივი მკლავებით. დღეს ჩვენ ვისაუბრებთ ირმის ნახტომის ფაქტებსა და საიდუმლოებებზე.