निकटतम आकाशगंगा की दूरी कितनी है?

खगोल विज्ञान एक आश्चर्यजनक रूप से आकर्षक विज्ञान है जो जिज्ञासु मन को ब्रह्मांड की सभी विविधताओं को प्रकट करता है। शायद ही कोई लोग होंगे जिन्होंने बचपन में रात के आसमान में तारों को बिखरते हुए कभी नहीं देखा होगा। यह तस्वीर गर्मियों में विशेष रूप से सुंदर दिखती है, जब तारे इतने करीब और अविश्वसनीय रूप से चमकीले लगते हैं। हाल के वर्षों में, दुनिया भर के खगोलविदों की विशेष रूप से एंड्रोमेडा में रुचि रही है, जो हमारी अपनी आकाशगंगा के सबसे निकट की आकाशगंगा है। हमने यह पता लगाने का फैसला किया कि वास्तव में वैज्ञानिकों को इसमें क्या आकर्षित करता है और क्या इसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है।

एंड्रोमेडा: एक संक्षिप्त विवरण

एंड्रोमेडा नेबुला, या बस एंड्रोमेडा, आकाशगंगा की सबसे बड़ी आकाशगंगा में से एक है। यह हमारे आकाशगंगा, जहां सौर मंडल स्थित है, से लगभग तीन से चार गुना बड़ा है। इसमें शुरुआती अनुमान के मुताबिक करीब एक खरब तारे हैं।

एंड्रोमेडा एक सर्पिल आकाशगंगा है, इसे विशेष ऑप्टिकल उपकरणों के बिना भी रात के आकाश में देखा जा सकता है। लेकिन ध्यान रखें कि इस तारा समूह से प्रकाश हमारी पृथ्वी पर ढाई लाख से अधिक वर्षों तक यात्रा करता है! खगोलविदों का कहना है कि अब हम एंड्रोमेडा नेबुला को वैसे ही देखते हैं जैसे वह दो मिलियन साल पहले था। क्या यह चमत्कार नहीं है?

एंड्रोमेडा नेबुला: अवलोकनों के इतिहास से

एंड्रोमेडा को सबसे पहले फारस के एक खगोलशास्त्री ने देखा था। उन्होंने 1946 में इसे सूचीबद्ध किया और इसे धुंधली चमक के रूप में वर्णित किया। सात सदियों बाद, आकाशगंगा का वर्णन एक जर्मन खगोलशास्त्री ने किया था, जिन्होंने इसे एक दूरबीन के साथ लंबे समय तक देखा था।

उन्नीसवीं शताब्दी के मध्य में, खगोलविदों ने निर्धारित किया कि एंड्रोमेडा का स्पेक्ट्रम पहले से ज्ञात आकाशगंगाओं से काफी भिन्न था, और सुझाव दिया कि यह कई सितारों से बना था। यह सिद्धांत पूरी तरह से उचित है।

एंड्रोमेडा गैलेक्सी, जिसकी केवल उन्नीसवीं शताब्दी के अंत में फोटो खींची गई थी, में एक सर्पिल संरचना है। हालांकि उन दिनों इसे आकाशगंगा का एक बड़ा हिस्सा ही माना जाता था।

आकाशगंगा की संरचना

आधुनिक दूरबीनों की मदद से, खगोलविदों ने एंड्रोमेडा नेबुला की संरचना का विश्लेषण करने में कामयाबी हासिल की है। हबल दूरबीन ने लगभग चार सौ युवा सितारों को ब्लैक होल के चारों ओर घूमते हुए देखना संभव बना दिया। यह तारा समूह लगभग 200 मिलियन वर्ष पुराना है। आकाशगंगा की यह संरचना वैज्ञानिकों के लिए बहुत ही आश्चर्यजनक थी, क्योंकि अब तक उन्होंने कल्पना भी नहीं की थी कि एक ब्लैक होल के चारों ओर तारे बन सकते हैं। पहले से ज्ञात सभी कानूनों के अनुसार, ब्लैक होल की स्थितियों में गैस को संघनित करके उसमें से एक तारा बनाने की प्रक्रिया असंभव है।

एंड्रोमेडा नेबुला में कई उपग्रह बौनी आकाशगंगाएँ हैं, वे इसके बाहरी इलाके में स्थित हैं और अवशोषण के परिणामस्वरूप वहाँ हो सकती हैं। यह दोगुना दिलचस्प है क्योंकि खगोलविद आकाशगंगा और एंड्रोमेडा गैलेक्सी के बीच टकराव की भविष्यवाणी कर रहे हैं। सच है, यह अभूतपूर्व घटना बहुत जल्द होगी।

एंड्रोमेडा आकाशगंगा और आकाशगंगा: एक दूसरे की ओर बढ़ रहा है

वैज्ञानिक लंबे समय से दोनों तारा प्रणालियों की गति को देखकर कुछ भविष्यवाणियां कर रहे हैं। तथ्य यह है कि एंड्रोमेडा एक आकाशगंगा है जो लगातार सूर्य की ओर बढ़ रही है। बीसवीं शताब्दी की शुरुआत में, एक अमेरिकी खगोलशास्त्री उस गति की गणना करने में सक्षम था जिस पर यह गति होती है। यह आंकड़ा, जो प्रति सेकंड तीन सौ किलोमीटर है, अभी भी दुनिया के सभी खगोलविदों द्वारा अपने अवलोकन और गणना में उपयोग किया जाता है।

हालांकि, उनकी गणना काफी भिन्न होती है। कुछ वैज्ञानिकों का दावा है कि आकाशगंगाएँ सात अरब वर्षों के बाद ही टकराएँगी, जबकि अन्य को यकीन है कि एंड्रोमेडा की गति लगातार बढ़ रही है, और चार अरब वर्षों में मिलने की उम्मीद की जा सकती है। वैज्ञानिक ऐसे परिदृश्य को बाहर नहीं करते हैं जिसमें कुछ दशकों में यह अनुमानित आंकड़ा फिर से काफी कम हो जाएगा। फिलहाल, हालांकि, यह आम तौर पर स्वीकार किया जाता है कि चार अरब वर्षों से पहले टकराव की उम्मीद नहीं की जानी चाहिए। एंड्रोमेडा (आकाशगंगा) से हमें क्या खतरा है?

टक्कर: क्या होगा?

चूंकि एंड्रोमेडा द्वारा आकाशगंगा का अवशोषण अपरिहार्य है, खगोलविद इस प्रक्रिया के बारे में कम से कम कुछ जानकारी प्राप्त करने के लिए स्थिति का अनुकरण करने की कोशिश कर रहे हैं। कंप्यूटर डेटा के अनुसार, अवशोषण के परिणामस्वरूप, सौर मंडल आकाशगंगा के बाहरी इलाके में होगा, यह एक लाख साठ हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर उड़ जाएगा। आकाशगंगा के केंद्र की ओर हमारे सौर मंडल की वर्तमान स्थिति की तुलना में, यह इससे छब्बीस हजार प्रकाश-वर्ष दूर हो जाएगा।

नई भविष्य की आकाशगंगा को पहले ही नाम मिल चुका है - मिल्की हनी, और खगोलविदों का कहना है कि विलय के कारण, यह कम से कम डेढ़ अरब वर्षों तक फिर से जीवंत हो जाएगा। इस प्रक्रिया में नए तारे बनेंगे, जो हमारी आकाशगंगा को और अधिक चमकीला और सुंदर बना देंगे। वह भी रूप बदल लेगी। अब एंड्रोमेडा नेबुला मिल्की वे के किसी कोण पर है, लेकिन विलय की प्रक्रिया में परिणामी प्रणाली एक दीर्घवृत्त का आकार ले लेगी और अधिक चमकदार हो जाएगी, इसलिए बोलने के लिए।

मानव जाति का भाग्य: क्या हम टकराव से बचेंगे?

और लोगों का क्या होगा? आकाशगंगाओं के मिलने से हमारी पृथ्वी पर क्या प्रभाव पड़ेगा? हैरानी की बात है कि वैज्ञानिक कहते हैं कि बिल्कुल कुछ नहीं! सभी परिवर्तन नए सितारों और नक्षत्रों की उपस्थिति में व्यक्त किए जाएंगे। आकाश का नक्शा पूरी तरह से बदल जाएगा, क्योंकि हम खुद को आकाशगंगा के बिल्कुल नए और बेरोज़गार कोने में पाएंगे।

बेशक, कुछ खगोलविद नकारात्मक घटनाओं का बहुत कम प्रतिशत छोड़ते हैं। इस परिदृश्य में, पृथ्वी एंड्रोमेडा आकाशगंगा से सूर्य या किसी अन्य तारकीय पिंड से टकरा सकती है।

क्या एंड्रोमेडा नेबुला में ग्रह हैं?

वैज्ञानिक नियमित रूप से आकाशगंगाओं में ग्रहों की खोज करते हैं। वे आकाशगंगा के विस्तार में एक ऐसे ग्रह को खोजने का प्रयास नहीं छोड़ते हैं जो हमारी पृथ्वी की विशेषताओं के करीब है। फिलहाल, तीन सौ से अधिक वस्तुओं की खोज और वर्णन किया जा चुका है, लेकिन वे सभी हमारे स्टार सिस्टम में स्थित हैं। हाल के वर्षों में, खगोलविदों ने एंड्रोमेडा को अधिक से अधिक बारीकी से देखना शुरू कर दिया है। क्या वहां कोई ग्रह हैं?

तेरह साल पहले, खगोलविदों के एक समूह ने नवीनतम पद्धति का उपयोग करते हुए परिकल्पना की थी कि एंड्रोमेडा नेबुला के सितारों में से एक में एक ग्रह है। इसका अनुमानित द्रव्यमान हमारे सौर मंडल के सबसे बड़े ग्रह - बृहस्पति का छह प्रतिशत है। इसका द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान का तीन सौ गुना है।

फिलहाल, इस धारणा का परीक्षण किया जा रहा है, लेकिन इसमें सनसनी बनने की पूरी संभावना है। आखिरकार, अब तक खगोलविदों ने अन्य आकाशगंगाओं में ग्रहों की खोज नहीं की है।

आकाश में आकाशगंगा की खोज की तैयारी

जैसा कि हमने कहा, नग्न आंखों से भी आप रात के आकाश में पड़ोसी आकाशगंगा को देख सकते हैं। बेशक, इसके लिए आपको खगोल विज्ञान के क्षेत्र में कुछ ज्ञान होना चाहिए (कम से कम यह जानें कि नक्षत्र क्या दिखते हैं और उन्हें खोजने में सक्षम हैं)।

इसके अलावा, शहर के रात के आकाश में सितारों के कुछ समूहों को देखना लगभग असंभव है - प्रकाश प्रदूषण पर्यवेक्षकों को कम से कम कुछ देखने से रोकेगा। इसलिए, यदि आप अभी भी एंड्रोमेडा नेबुला को अपनी आंखों से देखना चाहते हैं, तो गर्मियों के अंत में गांव में जाएं, या कम से कम शहर के पार्क में जाएं, जहां बहुत सारे लालटेन नहीं हैं। अवलोकन के लिए सबसे अच्छा समय अक्टूबर है, लेकिन अगस्त से सितंबर तक यह क्षितिज के ऊपर काफी स्पष्ट रूप से दिखाई देता है।

एंड्रोमेडा नेबुला: खोज योजना

कई युवा शौकिया खगोलविद यह जानने का सपना देखते हैं कि एंड्रोमेडा वास्तव में कैसा दिखता है। आकाश में आकाशगंगा एक छोटे से चमकीले स्थान से मिलती-जुलती है, लेकिन आप इसे पास में स्थित चमकीले सितारों की बदौलत पा सकते हैं।

शरद ऋतु के आकाश में कैसिओपिया को खोजने का सबसे आसान तरीका है - यह अक्षर डब्ल्यू जैसा दिखता है, इसे लिखित रूप में नामित करने की प्रथा से अधिक फैला हुआ है। आमतौर पर नक्षत्र उत्तरी गोलार्ध में स्पष्ट रूप से दिखाई देता है और आकाश के पूर्वी भाग में स्थित होता है। एंड्रोमेडा गैलेक्सी नीचे है। इसे देखने के लिए, आपको कुछ और स्थलचिह्न खोजने होंगे।

वे कैसिओपिया के नीचे तीन चमकीले तारे हैं, वे एक पंक्ति में लम्बी हैं और एक लाल-नारंगी रंग है। बीच वाला, मिराक, शुरुआती खगोलविदों के लिए सबसे सटीक मार्गदर्शक है। यदि आप इसमें से एक सीधी रेखा ऊपर की ओर खींचते हैं, तो आप देखेंगे कि बादल जैसा एक छोटा सा चमकीला स्थान है। यह वह प्रकाश है जो एंड्रोमेडा आकाशगंगा होगी। इसके अलावा, आप जो चमक देख सकते हैं, वह पृथ्वी पर तब भी भेजी गई थी जब ग्रह पर एक भी व्यक्ति नहीं था। आश्चर्यजनक तथ्य, है ना?

GALAXIES, "एक्सट्रैगैलेक्टिक नेबुला" या "द्वीप ब्रह्मांड", विशाल तारा प्रणालियाँ हैं जिनमें अंतरतारकीय गैस और धूल भी होती है। सौर मंडल हमारी आकाशगंगा - आकाशगंगा का हिस्सा है। सभी बाहरी अंतरिक्ष, इस हद तक कि सबसे शक्तिशाली दूरबीनें प्रवेश कर सकती हैं, आकाशगंगाओं से भरी हुई है। खगोलविदों की संख्या उनमें से कम से कम एक अरब है। निकटतम आकाशगंगा हमसे लगभग 1 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। वर्ष (10 19 किमी), और दूरबीनों द्वारा पंजीकृत सबसे दूर की आकाशगंगाओं के लिए - अरबों प्रकाश वर्ष। आकाशगंगाओं का अध्ययन खगोल विज्ञान के सबसे महत्वाकांक्षी कार्यों में से एक है।

इतिहास संदर्भ।हमारे लिए सबसे चमकदार और निकटतम बाहरी आकाशगंगाएँ - मैगेलैनिक बादल - आकाश के दक्षिणी गोलार्ध में नग्न आंखों को दिखाई देती हैं और 11 वीं शताब्दी की शुरुआत में अरबों के लिए जानी जाती थीं, साथ ही उत्तरी गोलार्ध में सबसे चमकदार आकाशगंगा - एंड्रोमेडा में ग्रेट नेबुला। 1612 में जर्मन खगोलशास्त्री एस. मारियस (1570-1624) द्वारा दूरबीन की मदद से इस नीहारिका की पुनः खोज के साथ आकाशगंगाओं, नीहारिकाओं और तारा समूहों का वैज्ञानिक अध्ययन शुरू हुआ। 17वीं और 18वीं शताब्दी में विभिन्न खगोलविदों द्वारा कई नीहारिकाओं की खोज की गई; तब उन्हें चमकदार गैस के बादल माना जाता था।

गैलेक्सी से परे स्टार सिस्टम के विचार पर पहली बार 18 वीं शताब्दी के दार्शनिकों और खगोलविदों ने चर्चा की: स्वीडन में ई। स्वीडनबॉर्ग (1688-1772), इंग्लैंड में टी। राइट (1711-1786), आई। कांट (1724- 1804) प्रशिया में, और लैम्बर्ट (1728-1777) अलसैस में और डब्ल्यू हर्शल (1738-1822) इंग्लैंड में। हालांकि, केवल 20 वीं शताब्दी की पहली तिमाही में। मुख्य रूप से अमेरिकी खगोलविदों जी. कर्टिस (1872-1942) और ई. हबल (1889-1953) के काम के कारण "द्वीप ब्रह्मांड" का अस्तित्व स्पष्ट रूप से सिद्ध हुआ था। उन्होंने साबित कर दिया कि सबसे चमकीले और इसलिए निकटतम "सफेद नेबुला" की दूरी हमारी आकाशगंगा के आकार से बहुत बड़ी है। 1924 और 1936 के बीच, हबल ने आस-पास की प्रणालियों से आकाशगंगा की खोज की सीमा को माउंट विल्सन वेधशाला में 2.5-मीटर दूरबीन की सीमा तक धकेल दिया, अर्थात। कई सौ मिलियन प्रकाश वर्ष तक।

1929 में, हबल ने आकाशगंगा से दूरी और उसकी गति के बीच संबंध की खोज की। यह संबंध, हबल का नियम, आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान का अवलोकन आधार बन गया है। द्वितीय विश्व युद्ध की समाप्ति के बाद, इलेक्ट्रॉनिक प्रकाश एम्पलीफायरों, स्वचालित मापने वाली मशीनों और कंप्यूटरों के साथ नई बड़ी दूरबीनों की मदद से आकाशगंगाओं का सक्रिय अध्ययन शुरू हुआ। हमारी और अन्य आकाशगंगाओं से रेडियो उत्सर्जन का पता लगाने से ब्रह्मांड का अध्ययन करने का एक नया अवसर मिला और आकाशगंगाओं के नाभिक में रेडियो आकाशगंगाओं, क्वासर और गतिविधि की अन्य अभिव्यक्तियों की खोज हुई। भूभौतिकीय रॉकेटों और उपग्रहों से अतिरिक्त-वायुमंडलीय टिप्पणियों ने सक्रिय आकाशगंगाओं के नाभिक और आकाशगंगाओं के समूहों से एक्स-रे उत्सर्जन का पता लगाना संभव बना दिया।

चावल। 1. हबल के अनुसार आकाशगंगाओं का वर्गीकरण

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

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

इस काम को पहले (1964), दूसरे (1976) और तीसरे (1991) संस्करणों द्वारा काफी हद तक विस्तारित किया गया है। चमकदार आकाशगंगाओं की संदर्भ सूचीकर्मचारियों के साथ जे. डी वौकुलेर्स। फोटोग्राफिक आकाश सर्वेक्षण प्लेटों को देखने के आधार पर अधिक व्यापक, लेकिन कम विस्तृत कैटलॉग 1960 के दशक में संयुक्त राज्य अमेरिका में एफ। ज़्विकी (1898-1974) और यूएसएसआर में बीए वोरोत्सोव-वेल्यामिनोव (1904-1994) द्वारा प्रकाशित किए गए थे। उनमें लगभग होते हैं। 15वीं परिमाण तक 30 हजार आकाशगंगाएँ। दक्षिणी आकाश का एक समान सर्वेक्षण हाल ही में चिली में यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला के 1-मीटर श्मिट कैमरे और ऑस्ट्रेलिया में ब्रिटिश 1.2-मीटर श्मिट कैमरे का उपयोग करके पूरा किया गया था।

उनकी सूची बनाने के लिए 15 वीं परिमाण की तुलना में बहुत अधिक आकाशगंगाएँ हैं। 1967 में, लिक ऑब्जर्वेटरी के 50-सेमी एस्ट्रोग्राफ की प्लेटों पर सी. शीन और के. वर्टेनेन द्वारा परिमाण 19 (गिरावट 20 के उत्तर में) से अधिक चमकीली आकाशगंगाओं की गिनती के परिणाम प्रकाशित किए गए थे। ऐसी आकाशगंगाएँ लगभग निकलीं। 2 मिलियन, आकाशगंगा की विस्तृत धूल गली द्वारा हमसे छिपे हुए लोगों की गिनती नहीं करते हुए। और 1936 में वापस, माउंट विल्सन ऑब्जर्वेटरी में हबल ने आकाशीय क्षेत्र (गिरावट 30 के उत्तर में) पर समान रूप से वितरित कई छोटे क्षेत्रों में 21 वीं परिमाण तक आकाशगंगाओं की संख्या की गणना की। इन आंकड़ों के अनुसार, पूरे आकाश में 21वीं परिमाण की तुलना में 20 मिलियन से अधिक आकाशगंगाएँ हैं।

वर्गीकरण।विभिन्न आकार, आकार और चमक की आकाशगंगाएं हैं; उनमें से कुछ अलग-थलग हैं, लेकिन अधिकांश के पास पड़ोसी या उपग्रह हैं जो उन पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डालते हैं। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाएँ शांत होती हैं, लेकिन सक्रिय अक्सर पाई जाती हैं। 1925 में, हबल ने आकाशगंगाओं के स्वरूप के आधार पर उनके वर्गीकरण का प्रस्ताव रखा। बाद में इसे हबल और शेपली द्वारा, फिर सैंडेज द्वारा, और अंत में वौकुलुर द्वारा परिष्कृत किया गया। इसमें सभी आकाशगंगाएँ 4 प्रकारों में विभाजित हैं: अण्डाकार, लेंटिकुलर, सर्पिल और अनियमित।

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

चावल। 2 अण्डाकार गैलेक्सी ESO 325-G004

लैंटिक्यूलर(लीया एस 0) आकाशगंगाएं अण्डाकार के समान होती हैं, लेकिन, गोलाकार घटक के अलावा, उनके पास एक पतली, तेजी से घूमने वाली भूमध्यरेखीय डिस्क होती है, कभी-कभी शनि के छल्ले जैसी अंगूठी जैसी संरचनाएं होती हैं। किनारे पर देखने पर, लेंटिकुलर आकाशगंगाएँ अण्डाकार आकाशगंगाओं की तुलना में अधिक संकुचित दिखती हैं: उनकी कुल्हाड़ियों का अनुपात 2/10 तक पहुँच जाता है।

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

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

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

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

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

प्रकार लीतथा एसकेंद्र से गुजरने वाली और डिस्क को प्रतिच्छेद करने वाली एक रैखिक संरचना की उपस्थिति या अनुपस्थिति के आधार पर दो परिवारों और दो प्रजातियों में विभाजित हैं ( छड़), साथ ही एक केंद्रीय सममित अंगूठी।

चावल। 2.आकाशगंगा आकाशगंगा का कंप्यूटर मॉडल।

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

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

चावल। 2. बुनियादी परिवार और सर्पिल के प्रकारक्षेत्र में मुख्य विन्यास के खंड पर एसबी.

महीन रूपात्मक विवरणों के आधार पर आकाशगंगाओं के लिए अन्य वर्गीकरण योजनाएं हैं, लेकिन फोटोमेट्रिक, कीनेमेटिक और रेडियो माप पर आधारित एक उद्देश्य वर्गीकरण अभी तक विकसित नहीं हुआ है।

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

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

जनसंख्या II, अण्डाकार और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं के साथ-साथ सर्पिलों के मध्य क्षेत्रों में और गोलाकार समूहों में मौजूद है, इसमें G5 से K5 वर्ग, सबजायंट्स और संभवत: उप-बौनों तक के लाल दिग्गज शामिल हैं; इसमें ग्रहीय नीहारिकाएं और नोवा के प्रकोप शामिल हैं (चित्र 3)। अंजीर पर। चित्र 4 सितारों के वर्णक्रमीय वर्गों (या रंग) और विभिन्न आबादी में उनकी चमक के बीच संबंध को दर्शाता है।

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

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

प्रारंभ में, अण्डाकार आकाशगंगाओं को केवल जनसंख्या II और अनियमित आकाशगंगाओं में केवल जनसंख्या I शामिल माना जाता था। हालांकि, यह पता चला कि आकाशगंगाओं में आमतौर पर अलग-अलग अनुपात में दो तारकीय आबादी का मिश्रण होता है। एक विस्तृत जनसंख्या विश्लेषण केवल कुछ आस-पास की आकाशगंगाओं के लिए ही संभव है, लेकिन दूर के सिस्टम के रंग और स्पेक्ट्रम के मापन से पता चलता है कि उनकी तारकीय आबादी में अंतर बाडे के विचार से अधिक महत्वपूर्ण हो सकता है।

दूरी. दूर की आकाशगंगाओं से दूरियों की माप हमारी आकाशगंगा के तारों से पूर्ण दूरी के पैमाने पर आधारित है। इसे कई तरह से स्थापित किया जाता है। सबसे मौलिक त्रिकोणमितीय लंबन की विधि है, जो 300 sv की दूरी तक संचालित होती है। वर्षों। अन्य विधियां अप्रत्यक्ष और सांख्यिकीय हैं; वे उचित गति, रेडियल वेग, चमक, रंग और सितारों के स्पेक्ट्रम के अध्ययन पर आधारित हैं। उनके आधार पर, आरआर लाइरा प्रकार के नए और चर के पूर्ण मूल्य और  सेफियस, जो निकटतम आकाशगंगाओं के लिए दूरी के प्राथमिक संकेतक बन जाते हैं जहां वे दिखाई दे रहे हैं। इन आकाशगंगाओं के गोलाकार समूह, सबसे चमकीले तारे और उत्सर्जन नीहारिकाएं द्वितीयक संकेतक बन जाती हैं और अधिक दूर की आकाशगंगाओं की दूरी निर्धारित करना संभव बनाती हैं। अंत में, आकाशगंगाओं के व्यास और चमक को तृतीयक संकेतक के रूप में उपयोग किया जाता है। दूरी की माप के रूप में, खगोलविद आमतौर पर किसी वस्तु के स्पष्ट परिमाण के बीच के अंतर का उपयोग करते हैं एमऔर इसका पूर्ण परिमाण एम; यह मान ( एम-एम) को "स्पष्ट दूरी मापांक" कहा जाता है। सही दूरी जानने के लिए, इसे तारे के बीच की धूल द्वारा प्रकाश के अवशोषण के लिए सही किया जाना चाहिए। इस मामले में, त्रुटि आमतौर पर 10-20% तक पहुंच जाती है।

एक्स्ट्रागैलेक्टिक दूरी के पैमाने को समय-समय पर संशोधित किया जाता है, जिसका अर्थ है कि दूरी पर निर्भर आकाशगंगाओं के अन्य पैरामीटर भी बदलते हैं। तालिका में। 1 आज आकाशगंगाओं के निकटतम समूहों के लिए सबसे सटीक दूरी दिखाता है। अरबों प्रकाश वर्ष दूर अधिक दूर की आकाशगंगाओं के लिए, उनके रेडशिफ्ट द्वारा कम सटीकता के साथ दूरियों का अनुमान लगाया जाता है ( नीचे देखें: रेडशिफ्ट की प्रकृति)।

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

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

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

सर्पिल बहुत विविध हैं, उनकी संरचना जटिल है, और उनकी चमक के वितरण के लिए कोई एकल कानून नहीं है। हालांकि, ऐसा लगता है कि कोर से दूर सरल सर्पिल में, डिस्क की सतह की चमक परिधि की ओर तेजी से घट जाती है। माप से पता चलता है कि सर्पिल भुजाओं की चमक उतनी अधिक नहीं है जितनी आकाशगंगाओं की तस्वीरों को देखते समय लगती है। हथियार नीली किरणों में डिस्क की चमक में 20% से अधिक नहीं जोड़ते हैं और लाल रंग में बहुत कम होते हैं। उभार से चमक में योगदान कम हो जाता है एसएप्रति एसडी(चित्र 5, वी).

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

एक निश्चित सीमित दृश्य परिमाण तक चुनी गई आकाशगंगाओं के लिए, प्रत्येक प्रकार का चमकीलापन कार्य . से अलग होता है इइससे पहले अनुसूचित जातिनीली किरणों में औसत निरपेक्ष मान के साथ लगभग गाऊसी (घंटी के आकार का) एम एम= 18.5 और परिक्षेपण 0.8 (चित्र 6)। लेकिन देर से आने वाली आकाशगंगाएँ एसडीइससे पहले मैं हूँऔर अण्डाकार बौने बेहोश होते हैं।

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

चावल। 6. आकाशगंगा चमक समारोह. ए- नमूना कुछ सीमित दृश्य मूल्य से उज्जवल है; बीअंतरिक्ष की एक निश्चित बड़ी मात्रा में एक पूर्ण नमूना है। बौने प्रणालियों के विशाल बहुमत पर ध्यान दें एमबी< -16.

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

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

अवशोषण लाइनों के अलावा, कई आकाशगंगाएं उत्सर्जन रेखाएं दिखाती हैं, जैसे आकाशगंगा की उत्सर्जन नीहारिकाएं। आमतौर पर ये बामर श्रेणी की हाइड्रोजन रेखाएँ होती हैं, उदाहरण के लिए, H  पर  6563, आयनित नाइट्रोजन (एन II) के दोगुने पर  6548 और 6583 और सल्फर (एस II) पर  6717 और 6731, आयनित ऑक्सीजन (O II) पर  3726 और 3729 और दोगुना आयनित ऑक्सीजन (O III) पर  4959 और 5007। उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता आमतौर पर आकाशगंगाओं की डिस्क में गैस और सुपरजाइंट सितारों की मात्रा के साथ सहसंबद्ध होती है: ये रेखाएं अण्डाकार और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं में अनुपस्थित या बहुत कमजोर होती हैं, लेकिन सर्पिल और अनियमित आकाशगंगाओं में बढ़ जाती हैं - से एसएप्रति मैं हूँ. इसके अलावा, हाइड्रोजन (एन, ओ, एस) से भारी तत्वों की उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता और, शायद, इन तत्वों की सापेक्ष बहुतायत कोर से डिस्क आकाशगंगाओं की परिधि तक घट जाती है। कुछ आकाशगंगाओं के कोर में असामान्य रूप से मजबूत उत्सर्जन रेखाएं होती हैं। 1943 में, के. सीफर्ट ने एक विशेष प्रकार की आकाशगंगाओं की खोज की, जिनके नाभिक में हाइड्रोजन की बहुत व्यापक रेखाएँ थीं, जो उनकी उच्च गतिविधि का संकेत देती हैं। इन नाभिकों की चमक और इनका स्पेक्ट्रम समय के साथ बदलता रहता है। सामान्य तौर पर, सेफ़र्ट आकाशगंगाओं के नाभिक क्वासर के समान होते हैं, हालांकि उतने शक्तिशाली नहीं होते हैं।

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

इस पैमाने पर, 0.0 सफेद है, 0.5 पीला है, और 1.0 लाल है।

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

घूर्णन और द्रव्यमान।केंद्र से गुजरने वाली धुरी के चारों ओर आकाशगंगा के घूमने से इसके स्पेक्ट्रम में रेखाओं की तरंग दैर्ध्य में परिवर्तन होता है: आकाशगंगा के क्षेत्रों से हमारे पास आने वाली रेखाएँ स्पेक्ट्रम के बैंगनी भाग में स्थानांतरित हो जाती हैं, और घटती हुई रेखा से। क्षेत्रों में उन्हें लाल रंग में स्थानांतरित कर दिया गया है (चित्र 7)। डॉप्लर सूत्र के अनुसार रेखा की तरंगदैर्घ्य में आपेक्षिक परिवर्तन होता है  / = वी आर /सी, कहाँ पे सीप्रकाश की गति है, और वी आररेडियल वेग है, अर्थात। दृष्टि की रेखा के साथ स्रोत वेग घटक। आकाशगंगाओं के केंद्रों के चारों ओर सितारों की क्रांति की अवधि सैकड़ों लाखों वर्ष है, और उनकी कक्षीय गति की गति 300 किमी/सेकेंड तक पहुंच जाती है। आमतौर पर डिस्क रोटेशन की गति अपने अधिकतम मूल्य तक पहुँच जाती है ( वी एम) केंद्र से कुछ दूरी पर ( आर एम), और फिर घट जाती है (चित्र 8)। हमारी आकाशगंगा वी एम= 230 किमी/सेकंड की दूरी पर आर एम= 40 हजार सेंट। केंद्र से वर्ष:

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

चावल। 8. आकाशगंगा घूर्णन वक्र. घूर्णन गति वी r अपने अधिकतम मान तक पहुँच जाता है वीदूरी में एम आरएम आकाशगंगा के केंद्र से और फिर धीरे-धीरे घटती जाती है।

आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा में अवशोषण रेखाएँ और उत्सर्जन रेखाएँ समान आकार की होती हैं, इसलिए डिस्क में तारे और गैस एक ही दिशा में समान गति से घूमते हैं। जब, डिस्क में धूल भरी गलियों के स्थान से, यह समझना संभव है कि आकाशगंगा का कौन सा किनारा हमारे करीब है, तो हम सर्पिल भुजाओं के मुड़ने की दिशा का पता लगा सकते हैं: सभी अध्ययन की गई आकाशगंगाओं में वे पिछड़ रही हैं अर्थात केंद्र से दूर जाने पर भुजा घूर्णन की दिशा के विपरीत दिशा में झुक जाती है।

घूर्णन वक्र का विश्लेषण आकाशगंगा के द्रव्यमान को निर्धारित करना संभव बनाता है। सबसे सरल मामले में, गुरुत्वाकर्षण बल को केन्द्रापसारक बल के बराबर करते हुए, हम स्टार की कक्षा के अंदर आकाशगंगा का द्रव्यमान प्राप्त करते हैं: एम = आरवी आर 2 /जी, कहाँ पे जीगुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है। परिधीय तारों की गति के विश्लेषण से कुल द्रव्यमान का अनुमान लगाना संभव हो जाता है। हमारी गैलेक्सी का द्रव्यमान लगभग है। 210 11 सौर द्रव्यमान, एंड्रोमेडा नेबुला 410 11 के लिए, बड़े मैगेलैनिक बादल के लिए - 1510 9। डिस्क आकाशगंगाओं का द्रव्यमान उनकी चमक के लगभग समानुपाती होता है ( ली), तो अनुपात एम / एलउनके पास लगभग समान है और नीली किरणों में चमक के बराबर है एम / एल 5 सूर्य के द्रव्यमान और चमक की इकाइयों में।

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

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

बड़ा विश्वकोश शब्दकोश

एक्सट्रागैलेक्टिक नेबुला या द्वीप ब्रह्मांड, विशाल तारा प्रणालियां जिनमें अंतरतारकीय गैस और धूल भी होती है। सौर मंडल हमारी आकाशगंगा आकाशगंगा का हिस्सा है। सभी बाहरी स्थान उस सीमा तक जहाँ वे प्रवेश कर सकते हैं ... ... कोलियर इनसाइक्लोपीडिया

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

हमारे तारकीय प्रणाली, गैलेक्सी (देखें गैलेक्सी) के समान विशाल तारकीय प्रणाली, जिसमें सौर मंडल शामिल है। (शब्द "आकाशगंगा", "गैलेक्सी" शब्द के विपरीत, एक छोटे अक्षर के साथ लिखा गया है।) अप्रचलित नाम G. ... ...

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

आकाशगंगाओं- प्रत्येक में दसियों से सैकड़ों अरबों तक सितारों की संख्या के साथ विशाल तारा प्रणाली। आधुनिक अनुमान ज्ञात मेटागैलेक्सी में लगभग 150 मिलियन आकाशगंगाएँ देते हैं। आकाशगंगाओं को अण्डाकार में विभाजित किया गया है (खगोल विज्ञान में अक्षर E द्वारा दर्शाया गया है), ... ... आधुनिक प्राकृतिक विज्ञान की शुरुआत

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

व्हर्लपूल गैलेक्सी (M51) और इसका उपग्रह NGC 5195। किट पीक वेधशाला से फोटो। आपस में बातचीत करने वाली आकाशगंगाएँ अंतरिक्ष में इतनी करीब हैं कि आपसी गुरुत्वाकर्षण महत्वपूर्ण है ... विकिपीडिया

स्टार सिस्टम जो आकार में सर्पिल और अण्डाकार प्रणालियों से यादृच्छिकता, खुरदरापन से भिन्न होते हैं। कभी-कभी एन जी होते हैं, जिनका स्पष्ट रूप नहीं होता है, अनाकार। इनमें धूल के मिश्रण वाले तारे होते हैं, जबकि अधिकांश N. g. ... ... महान सोवियत विश्वकोश

- ... विकिपीडिया

पुस्तकें

• आकाशगंगाएँ, एवेदिसोवा वेटा सर्गेवना, सुरदिन व्लादिमीर जॉर्जीविच, वाइब दिमित्री ज़िगफ्रिडोविच। "एस्ट्रोनॉमी एंड एस्ट्रोफिजिक्स" श्रृंखला की चौथी पुस्तक में विशाल तारा प्रणालियों - आकाशगंगाओं के बारे में आधुनिक विचारों का अवलोकन है। इसमें आकाशगंगाओं की खोज के इतिहास के बारे में बताया गया है, उनके बारे में...
• आकाशगंगाएँ, सर्डिन वीजी। "एस्ट्रोनॉमी एंड एस्ट्रोफिजिक्स" श्रृंखला की चौथी पुस्तक में विशाल तारा प्रणालियों - आकाशगंगाओं के बारे में आधुनिक विचारों का एक सिंहावलोकन है। इसमें आकाशगंगाओं की खोज के इतिहास के बारे में बताया गया है, उनके बारे में...

निकटतम आकाशगंगा की दूरी कितनी है? 12 मार्च, 2013

वैज्ञानिक पहली बार हमसे निकटतम आकाशगंगा की सटीक दूरी को मापने में सक्षम थे। इस बौनी आकाशगंगा को के रूप में जाना जाता है बड़ा मैगेलैनिक बादल. यह हमसे 163 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर, या 49.97 किलोपारसेक, सटीक होने के लिए स्थित है।

गैलेक्सी लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड हमारी आकाशगंगा को दरकिनार करते हुए धीरे-धीरे बाहरी अंतरिक्ष में तैरता है आकाशगंगाचारों ओर जैसे चंद्रमा पृथ्वी के चारों ओर घूमता है।

आकाशगंगा के चारों ओर गैस के विशाल बादल धीरे-धीरे विलुप्त हो रहे हैं, जिसके परिणामस्वरूप नए सितारों का निर्माण हो रहा है जो अपने प्रकाश से अंतरतारकीय अंतरिक्ष को रोशन करते हैं, जिससे चमकीले रंगीन ब्रह्मांडीय परिदृश्य बनते हैं। इन परिदृश्यों को एक अंतरिक्ष दूरबीन द्वारा खींचा गया था हबल.

छोटी आकाशगंगा लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में टारेंटयुला नेबुला शामिल है - हमारे पड़ोस में अंतरिक्ष में सबसे चमकीला तारकीय पालना - इसमें नए सितारों के बनने के संकेत देखे गए हैं।

वैज्ञानिकों ने गणना करने में सक्षम सितारों के दुर्लभ, करीबी जोड़े को देखा, जिन्हें . के रूप में जाना जाता है ग्रहण बाइनरी सितारे. तारों के ये जोड़े गुरुत्वाकर्षण रूप से एक साथ बंधे होते हैं, और जब एक तारे दूसरे से आगे निकल जाते हैं, जैसा कि पृथ्वी के एक पर्यवेक्षक द्वारा देखा जाता है, तो सिस्टम की समग्र चमक कम हो जाती है।

यदि आप सितारों की चमक की तुलना करते हैं, तो आप इस तरह अविश्वसनीय सटीकता के साथ उनसे सटीक दूरी की गणना कर सकते हैं।

हमारे ब्रह्मांड के आकार और उम्र को समझने के लिए अंतरिक्ष की वस्तुओं से सटीक दूरी निर्धारित करना बहुत महत्वपूर्ण है। अब तक, यह प्रश्न खुला रहता है: हमारे ब्रह्मांड का आकार क्या है, कोई भी वैज्ञानिक अभी तक निश्चित रूप से नहीं कह सकता है।

एक बार जब खगोलविद अंतरिक्ष में दूरियों को निर्धारित करने में इतनी सटीकता प्राप्त करने में सक्षम हो जाते हैं, तो वे अधिक दूर की वस्तुओं को देखने में सक्षम होंगे और अंततः, ब्रह्मांड के आकार की गणना करने में सक्षम होंगे।

साथ ही, नई विशेषताएं हमें अपने ब्रह्मांड की विस्तार दर को अधिक सटीक रूप से निर्धारित करने की अनुमति देंगी, साथ ही साथ अधिक सटीक गणना भी करेंगी हबल स्थिरांक. इस गुणांक का नाम अमेरिकी खगोलशास्त्री एडविन पी. हबल के नाम पर रखा गया था, जिन्होंने 1929 में साबित किया था कि हमारा ब्रह्मांड अपने अस्तित्व की शुरुआत से ही लगातार विस्तार कर रहा है।

आकाशगंगाओं के बीच की दूरी

लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड गैलेक्सी हमसे सबसे निकटतम बौनी आकाशगंगा है, लेकिन आकार में सबसे बड़ी आकाशगंगा को हमारा पड़ोसी माना जाता है एंड्रोमेडा सर्पिल आकाशगंगा, जो हमसे लगभग 2.52 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।

हमारी आकाशगंगा और एंड्रोमेडा आकाशगंगा के बीच की दूरी धीरे-धीरे कम हो रही है। वे लगभग 100-140 किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से एक-दूसरे के पास आ रहे हैं, हालाँकि वे बहुत जल्द, या यों कहें, 3-4 अरब वर्षों में मिलेंगे।

शायद कुछ अरब वर्षों में एक सांसारिक पर्यवेक्षक को रात का आकाश ऐसा दिखाई देगा।

इसलिए, आकाशगंगाओं के बीच की दूरी समय के विभिन्न चरणों में बहुत भिन्न हो सकती है, क्योंकि वे लगातार गतिकी में हैं।

ब्रह्मांड का पैमाना

दृश्यमान ब्रह्मांड का एक अविश्वसनीय व्यास है, जो अरबों है, और शायद दसियों अरबों प्रकाश वर्ष है। कई वस्तुएं जिन्हें हम दूरबीनों से देख सकते हैं, वे अब नहीं हैं या पूरी तरह से अलग दिखती हैं क्योंकि प्रकाश उनके सामने अविश्वसनीय रूप से लंबे समय तक यात्रा करता है।

दृष्टांतों की प्रस्तावित श्रृंखला आपको कम से कम सामान्य शब्दों में हमारे ब्रह्मांड के पैमाने की कल्पना करने में मदद करेगी।

सौर मंडल अपने सबसे बड़े पिंडों (ग्रहों और बौने ग्रहों) के साथ

सूर्य (केंद्र) और निकटतम तारे

मिल्की वे आकाशगंगा, जो सौर मंडल के सबसे निकट के तारा मंडलों के समूह को दिखाती है

आस-पास की आकाशगंगाओं का एक समूह, जिसमें 50 से अधिक आकाशगंगाएँ शामिल हैं, जिनकी संख्या नई खोज के रूप में लगातार बढ़ रही है।

आकाशगंगाओं का स्थानीय सुपरक्लस्टर (कन्या सुपरक्लस्टर)। आकार - लगभग 200 मिलियन प्रकाश वर्ष

आकाशगंगाओं के सुपरक्लस्टर्स का समूह

दृश्यमान ब्रह्मांड

विज्ञान

वैज्ञानिक पहली बार सटीक दूरी नाप पाए हमारी निकटतम आकाशगंगा के लिए. इस बौनी आकाशगंगा को के रूप में जाना जाता है बड़ा मैगेलैनिक बादल. यह हमसे कुछ दूरी पर स्थित है 163 हजार प्रकाश वर्षया 49.97 किलोपारसेक सटीक होने के लिए।

गैलेक्सी लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड हमारी आकाशगंगा को दरकिनार करते हुए धीरे-धीरे बाहरी अंतरिक्ष में तैरता है आकाशगंगाआसपास की तरह चंद्रमा पृथ्वी के चारों ओर चक्कर लगाता है.

आकाशगंगा के क्षेत्र में गैस के विशाल बादल धीरे-धीरे विलुप्त हो रहे हैं, जिसके परिणामस्वरूप का निर्माण हो रहा है नए सितारे, जो अपने प्रकाश से अंतरतारकीय अंतरिक्ष को रोशन करते हैं, उज्ज्वल रंगीन अंतरिक्ष परिदृश्य बनाते हैं। इन परिदृश्यों को एक अंतरिक्ष दूरबीन द्वारा खींचा गया था हबल.

छोटी आकाशगंगा बड़े मैगेलैनिक बादल में शामिल हैं टारेंटयुला नीहारिका- हमारे पड़ोस में अंतरिक्ष में सबसे चमकीला तारकीय पालना - नए सितारों के बनने के संकेत।

वैज्ञानिकों ने गणना करने में सक्षम सितारों के दुर्लभ, करीबी जोड़े को देखा, जिन्हें . के रूप में जाना जाता है ग्रहण बाइनरी सितारे. तारों के ये जोड़े गुरुत्वाकर्षण के हैं एक दूसरे से जुड़े, और जब तारों में से एक दूसरे से आगे निकल जाता है, जैसा कि पृथ्वी के एक पर्यवेक्षक द्वारा देखा जाता है, तो सिस्टम की समग्र चमक कम हो जाती है।

यदि आप सितारों की चमक की तुलना करते हैं, तो आप इस तरह अविश्वसनीय सटीकता के साथ उनसे सटीक दूरी की गणना कर सकते हैं।

हमारे ब्रह्मांड के आकार और उम्र को समझने के लिए अंतरिक्ष की वस्तुओं से सटीक दूरी निर्धारित करना बहुत महत्वपूर्ण है। जबकि प्रश्न खुला रहता है: हमारा ब्रह्मांड कितना बड़ा हैअभी कोई वैज्ञानिक पक्के तौर पर नहीं कह सकता।

अंतरिक्ष में दूरियों को निर्धारित करने में खगोलविदों द्वारा इतनी सटीकता हासिल करने के बाद, उन्होंने अधिक दूर की वस्तुओं से निपटने में सक्षम होंगेऔर अंततः ब्रह्मांड के आकार की गणना करने में सक्षम हो।

साथ ही, नई विशेषताएं हमें अपने ब्रह्मांड की विस्तार दर को अधिक सटीक रूप से निर्धारित करने की अनुमति देंगी, साथ ही साथ अधिक सटीक गणना भी करेंगी हबल स्थिरांक. इस अनुपात का नाम के नाम पर रखा गया था एडविन पी. हबल, एक अमेरिकी खगोलशास्त्री जिन्होंने 1929 में साबित किया कि हमारा ब्रह्मांड अपने अस्तित्व की शुरुआत से ही लगातार विस्तार कर रहा है।.

आकाशगंगाओं के बीच की दूरी

लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड हमारे सबसे निकट की आकाशगंगा है। बौना आकाशगंगा, लेकिन एक बड़ी आकाशगंगा - हमारा पड़ोसी माना जाता है एंड्रोमेडा सर्पिल आकाशगंगा, जो लगभग . की दूरी पर स्थित है 2.52 मिलियन प्रकाश वर्ष.

हमारी आकाशगंगा और एंड्रोमेडा आकाशगंगा के बीच की दूरी धीरे-धीरे कम हो रहा है. वे लगभग . की गति से एक-दूसरे के पास पहुंचते हैं 100-140 किलोमीटर प्रति सेकंड, हालांकि वे बहुत जल्द मिलेंगे, या यों कहें, के माध्यम से 3-4 अरब वर्ष.

शायद कुछ अरब वर्षों में एक सांसारिक पर्यवेक्षक को रात का आकाश ऐसा दिखाई देगा।

आकाशगंगाओं के बीच की दूरी इस प्रकार है बहुत अलग हो सकता हैसमय के विभिन्न चरणों में, क्योंकि वे लगातार गतिकी में हैं।

ब्रह्मांड का पैमाना

दृश्य ब्रह्मांड है अविश्वसनीय व्यास, जो अरबों है, और शायद दसियों अरबों प्रकाश वर्ष है। कई वस्तुएं जिन्हें हम दूरबीनों से देख सकते हैं, वे अब नहीं हैं या पूरी तरह से अलग दिखती हैं क्योंकि प्रकाश उनके सामने अविश्वसनीय रूप से लंबे समय तक यात्रा करता है।

दृष्टांतों की प्रस्तावित श्रृंखला आपको कम से कम सामान्य शब्दों में कल्पना करने में मदद करेगी हमारे ब्रह्मांड का पैमाना.

सौर मंडल अपने सबसे बड़े पिंडों (ग्रहों और बौने ग्रहों) के साथ

सूर्य (केंद्र) और निकटतम तारे

मिल्की वे आकाशगंगा, जो सौर मंडल के सबसे निकट के तारा मंडलों के समूह को दिखाती है

आस-पास की आकाशगंगाओं का एक समूह, जिसमें 50 से अधिक आकाशगंगाएँ शामिल हैं, जिनकी संख्या नई खोज के रूप में लगातार बढ़ रही है।

आकाशगंगाओं का स्थानीय सुपरक्लस्टर (कन्या सुपरक्लस्टर)। आकार - लगभग 200 मिलियन प्रकाश वर्ष

आकाशगंगाओं के सुपरक्लस्टर्स का समूह

दृश्यमान ब्रह्मांड