સૌર એકની સૌથી નજીકની ગેલેક્સી. આપણા સૌથી નજીકના પડોશીઓ કઈ તારાવિશ્વો છે? એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી અને આકાશગંગા: એકબીજા તરફ આગળ વધી રહ્યા છે

વૈજ્ઞાનિકો થોડા સમય માટે જાણે છે કે આકાશગંગા જ બ્રહ્માંડમાં એકમાત્ર નથી. અમારી ગેલેક્સી ઉપરાંત, જે સ્થાનિક જૂથનો ભાગ છે - 54 તારાવિશ્વો અને વામન તારાવિશ્વોનો સંગ્રહ - અમે એક વિશાળ રચનાનો પણ ભાગ છીએ, જેને ગેલેક્સીઝના કન્યા ક્લસ્ટર તરીકે પણ ઓળખવામાં આવે છે. તેથી, આપણે કહી શકીએ કે આકાશગંગાના ઘણા પડોશીઓ છે.

આમાંથી, મોટાભાગના લોકો માને છે કે એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી એ આપણો સૌથી નજીકનો ગેલેક્ટીક પાડોશી છે. પરંતુ સત્યમાં, એન્ડ્રોમેડા સૌથી નજીક છે સર્પાકારગેલેક્સી, પરંતુ નજીકની ગેલેક્સી બિલકુલ નથી. આ તફાવત ખરેખર આકાશગંગાની અંદર જે છે તેની રચનામાં આવે છે, એક વામન ગેલેક્સી જે કેનિસ મેજર જીનોમ ગેલેક્સ (ઉર્ફ. કેનિસ મેજર) તરીકે ઓળખાય છે.

આ તારાઓની રચના આકાશગંગાના કેન્દ્રથી લગભગ 42,000 પ્રકાશ-વર્ષ અને આપણા સૌરમંડળથી માત્ર 25,000 પ્રકાશ-વર્ષના અંતરે સ્થિત છે. આ તેને આપણી પોતાની ગેલેક્સીના કેન્દ્ર કરતાં વધુ નજીક લાવે છે, જે સૂર્યમંડળથી 30,000 પ્રકાશ-વર્ષ દૂર છે.

તેની શોધ પહેલાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓ માનતા હતા કે ધનુરાશિ ડ્વાર્ફ ગેલેક્સી આપણા પોતાનામાં સૌથી નજીકની આકાશગંગાની રચના છે. પૃથ્વીથી 70,000 પ્રકાશ-વર્ષના અંતરે, આ ગેલેક્સીને 1994માં મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડ કરતાં આપણી નજીક હોવાનું ઓળખવામાં આવ્યું હતું, જે 180,000 પ્રકાશ-વર્ષ દૂર આવેલી વામન આકાશગંગા કે જે અગાઉ આપણા નજીકના પાડોશીનું બિરુદ ધરાવતું હતું.

તે બધું 2003 માં બદલાઈ ગયું, જ્યારે 1997 અને 2001 ની વચ્ચે થયેલા ખગોળશાસ્ત્રીય મિશન ટુ માઈક્રોન સર્વે સર્વે (2MASS) દ્વારા દ્વાર્ફ ગેલેક્સી કેનિસ મેજરની શોધ થઈ.

MT પર સ્થિત ટેલિસ્કોપનો ઉપયોગ કરવો. એરિઝોનામાં હોપકિન્સ ઓબ્ઝર્વેટરી (ઉત્તરી ગોળાર્ધ માટે) અને દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં ચિલીમાં ઇન્ટર-અમેરિકન ઓબ્ઝર્વેટરીમાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓ ઇન્ફ્રારેડ પ્રકાશમાં આકાશનું વ્યાપક સર્વેક્ષણ કરવામાં સક્ષમ હતા, જે ગેસ અને ધૂળ દ્વારા એટલી ગંભીર રીતે અવરોધિત નથી. દૃશ્યમાન પ્રકાશ.

આ તકનીકને કારણે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ કેનિસ મેજર નક્ષત્ર દ્વારા કબજે કરેલા આકાશમાં વર્ગ M વિશાળ તારાઓની ખૂબ જ નોંધપાત્ર ઘનતા, તેમજ આ પ્રકારના તારાની અંદરની અન્ય ઘણી સંલગ્ન રચનાઓ શોધી કાઢવામાં સક્ષમ છે, જેમાંથી બેનો દેખાવ છે. પહોળા, સ્ફૂનિંગ આર્ક્સ (ઉપરની છબીમાં દેખાય છે તેમ).

M-વર્ગના તારાઓનો વ્યાપ એ છે જેણે રચનાને શોધવાનું સરળ બનાવ્યું. આ ઠંડા, "લાલ દ્વાર્ફ" તારાઓના અન્ય વર્ગોની તુલનામાં ખૂબ તેજસ્વી નથી, અને નરી આંખે પણ જોઈ શકાતા નથી. જો કે, તેઓ ઇન્ફ્રારેડમાં ખૂબ જ તેજસ્વી ચમકે છે, અને મોટી સંખ્યામાં દેખાય છે.

તેની રચના ઉપરાંત, ગેલેક્સી લગભગ લંબગોળ આકાર ધરાવે છે અને માનવામાં આવે છે કે તેમાં ધનુરાશિ દ્વાર્ફ લંબગોળ ગેલેક્સી જેટલા તારાઓ છે, જે આકાશગંગામાં આપણા સ્થાનની સૌથી નજીકની ગેલેક્સી માટે અગાઉના દાવેદાર છે.

વામન આકાશગંગા ઉપરાંત, તારાઓની લાંબી તાર તેની પાછળ પાછળ દેખાઈ રહી છે. આ જટિલ, રિંગ માળખું - જેને ક્યારેક મોનોસેરોસ રિંગ કહેવામાં આવે છે - તે ગેલેક્સીની આસપાસ ત્રણ વખત ફરે છે. સ્લોન ડિજિટલ સ્કાય સર્વે હાથ ધરતા ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા 21મી સદીની શરૂઆતમાં શાવરની શોધ કરવામાં આવી હતી.

તે તારાઓની આ રિંગની તપાસ દરમિયાન અને ધનુરાશિ ડ્વાર્ફ એલિપ્ટિકલ ગેલેક્સી સાથે સંકળાયેલા સમાન ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોના નજીકના અંતરવાળા જૂથોની તપાસ દરમિયાન, કેનિસ મેજર ડ્વાર્ફ ગેલેક્સી મળી આવી હતી.

વર્તમાન સિદ્ધાંત એ છે કે આ આકાશગંગા આકાશગંગામાં ભળી (અથવા સમાઈ) હતી. ઉપગ્રહ તરીકે આકાશગંગાના કેન્દ્રમાં ફરતા અન્ય ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો - એટલે કે, અથવા NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 અને NGC 2808 - તેના સંવર્ધન પહેલા કેનિસ મેજર ડ્વાર્ફ ગેલેક્સીનો ભાગ હોવાનું માનવામાં આવે છે.

આ આકાશગંગાની શોધ, અને તેની સાથે સંકળાયેલા તારાઓનું અનુગામી વિશ્લેષણ, વર્તમાન સિદ્ધાંત માટે થોડો આધાર પૂરો પાડે છે કે તારાવિશ્વો તેમના નાના પડોશીઓને ગળીને કદમાં વૃદ્ધિ કરી શકે છે. આકાશગંગા હવે જે છે તે બની ગઈ, અન્ય તારાવિશ્વોને મોટા કૂતરાની જેમ ખાઈ ગઈ, અને તે આજે પણ તેમ કરવાનું ચાલુ રાખે છે. અને કેમ કે કેનિસ મેજર ડ્વાર્ફ ગેલેક્સી તારાઓ તકનીકી રીતે પહેલાથી જ આકાશગંગાનો ભાગ છે, તે વ્યાખ્યા દ્વારા આપણી સૌથી નજીકની ગેલેક્સી છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓ એવું પણ માને છે કે મોટા ડોગ ડ્વાર્ફ ગેલેક્સીઓ વધુ વિશાળ આકાશગંગાના ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર દ્વારા ખેંચાઈ જવાની પ્રક્રિયામાં છે. ગેલેક્સીનું મુખ્ય શરીર પહેલેથી જ અત્યંત અધોગતિ પામ્યું છે, અને આ પ્રક્રિયા ચાલુ રહેશે, આપણી ગેલેક્સીની આસપાસ અને સમગ્ર વિસ્તારમાં ફરતી રહેશે. સંવર્ધન દરમિયાન, તે સંભવતઃ ગ્રેટ કેનિસ ડ્વાર્ફ ગેલેક્સી 200 થી 400 બિલિયન તારાઓમાંથી 1 બિલિયનનો સંગ્રહ કરીને સમાપ્ત થશે જે પહેલેથી જ આકાશગંગાનો ભાગ છે.

2003 માં તેની શોધ થઈ તે પહેલાં, તે ધનુરાશિ દ્વાર્ફ લંબગોળ ગેલેક્સી હતી, જે આપણી પોતાની સૌથી નજીકની આકાશગંગાનું સ્થાન ધરાવે છે. 75,000 પ્રકાશ વર્ષ દૂર. આ વામન આકાશગંગા, જેમાં ચાર ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરનો સમાવેશ થાય છે જે લગભગ 10,000 પ્રકાશ-વર્ષનો વ્યાસ ધરાવે છે, તે 1994 માં મળી આવી હતી. આ પહેલા, મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડને આપણો સૌથી નજીકનો પાડોશી માનવામાં આવતો હતો.

એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી (M31) એ આપણી સૌથી નજીકની સર્પાકાર ગેલેક્સી છે. જો કે - ગુરુત્વાકર્ષણ રીતે - તે આકાશગંગા સાથે જોડાયેલ છે, તે હજુ પણ નજીકની ગેલેક્સી નથી - 2 મિલિયન પ્રકાશવર્ષ દૂર છે. એન્ડ્રોમેડા હાલમાં લગભગ 110 કિલોમીટર પ્રતિ સેકન્ડની ઝડપે આપણી આકાશગંગાની નજીક આવી રહ્યું છે. લગભગ 4 અબજ વર્ષોમાં, એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી એક જ સુપર ગેલેક્સી બનાવવા માટે મર્જ થવાની અપેક્ષા છે.

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

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

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

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

ચોખા. 1. હબલ અનુસાર તારાવિશ્વોનું વર્ગીકરણ

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

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

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

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

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

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

ચોખા. 2. એલિપ્ટિકલ ગેલેક્સી ESO 325-G004

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

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

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

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

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

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

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

ચોખા. 2.આકાશગંગાનું કમ્પ્યુટર મોડેલ.

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

ચોખા. 1. આકાશગંગાઓનું ત્રિ-પરિમાણીય વર્ગીકરણ. મુખ્ય પ્રકારો:ઇ, એલ, એસ, આઇ ઇથી અનુક્રમે સ્થિત છે ઇમથી ;સામાન્ય પરિવારો એઅને પાર કર્યું બી; પ્રકારની s

અનેઆર એસ.બી.

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

સંયોજન.

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

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

, લંબગોળ અને લેન્ટિક્યુલર તારાવિશ્વોમાં, તેમજ સર્પાકારના મધ્ય પ્રદેશોમાં અને ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં હાજર છે, તેમાં G5 થી K5 વર્ગ સુધીના લાલ જાયન્ટ્સ, સબજાયન્ટ્સ અને કદાચ સબડવાર્ફનો સમાવેશ થાય છે; તેમાં પ્લેનેટરી નેબ્યુલા જોવા મળે છે અને નોવાનો વિસ્ફોટ જોવા મળે છે (ફિગ. 3). ફિગ માં. આકૃતિ 4 તારાઓના વર્ણપટના પ્રકારો (અથવા રંગો) અને વિવિધ વસ્તીમાં તેમની તેજસ્વીતા વચ્ચેનો સંબંધ દર્શાવે છે.ચોખા. 3. સ્ટાર વસ્તી .સર્પાકાર આકાશગંગા, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાનો ફોટોગ્રાફ બતાવે છે કે વસ્તી I ના વાદળી જાયન્ટ્સ અને સુપરજાયન્ટ્સ તેની ડિસ્કમાં કેન્દ્રિત છે, અને મધ્ય ભાગમાં લાલ વસ્તી II તારાઓનો સમાવેશ થાય છે. એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલાના ઉપગ્રહો પણ દૃશ્યમાન છે: ગેલેક્સી NGC 205 ( નીચે) અને એમ 32 (

ઉપર ડાબે).

આ ફોટામાં સૌથી તેજસ્વી તારાઓ આપણા ગેલેક્સીના છે.

ચોખા. 4. હર્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ.  દૂરના તારાવિશ્વો માટેનું અંતર માપવું એ આપણા આકાશગંગાના તારાઓના અંતરના ચોક્કસ માપ પર આધારિત છે. તે ઘણી રીતે સ્થાપિત થયેલ છે. સૌથી મૂળભૂત ત્રિકોણમિતિ લંબન પદ્ધતિ છે, જે 300 sv ના અંતર સુધી માન્ય છે. વર્ષ બાકીની પદ્ધતિઓ પરોક્ષ અને આંકડાકીય છે; તેઓ યોગ્ય ગતિ, રેડિયલ વેગ, તેજ, ​​રંગ અને તારાઓના વર્ણપટના અભ્યાસ પર આધારિત છે. તેમના આધારે, આરઆર લિરા પ્રકારના નવા અને ચલોના સંપૂર્ણ મૂલ્યો અને સેફિયસ, જે નજીકના તારાવિશ્વો જ્યાં તેઓ દૃશ્યમાન છે ત્યાંના અંતરના પ્રાથમિક સૂચક બને છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો, આ તારાવિશ્વોના તેજસ્વી તારાઓ અને ઉત્સર્જન નિહારિકાઓ ગૌણ સૂચક બને છે અને વધુ દૂરની તારાવિશ્વો માટેનું અંતર નક્કી કરવાનું શક્ય બનાવે છે. છેલ્લે, તારાવિશ્વોના વ્યાસ અને તેજસ્વીતાનો ઉપયોગ તૃતીય સૂચક તરીકે થાય છે. અંતરના માપદંડ તરીકે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ સામાન્ય રીતે પદાર્થની દેખીતી તીવ્રતા વચ્ચેના તફાવતનો ઉપયોગ કરે છે. m અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતાએમ ; આ મૂલ્ય ( m-M

) ને "સ્પષ્ટ અંતર મોડ્યુલસ" કહેવામાં આવે છે. સાચું અંતર શોધવા માટે, તે તારાઓ વચ્ચેની ધૂળ દ્વારા પ્રકાશ શોષણ માટે સુધારવું આવશ્યક છે. આ કિસ્સામાં, ભૂલ સામાન્ય રીતે 10-20% સુધી પહોંચે છે. એક્સ્ટ્રાગેલેક્ટિક ડિસ્ટન્સ સ્કેલ સમય સમય પર સુધારેલ છે, જેનો અર્થ છે કે અંતર પર આધાર રાખતા તારાવિશ્વોના અન્ય પરિમાણો પણ બદલાય છે. કોષ્ટકમાં 1 આજે તારાવિશ્વોના નજીકના જૂથો માટે સૌથી સચોટ અંતર બતાવે છે. અબજો પ્રકાશવર્ષ દૂર વધુ દૂરની આકાશગંગાઓનું અંતર, તેમની રેડશિફ્ટ્સથી ઓછી ચોકસાઈ સાથે અંદાજવામાં આવે છે (નીચે જુઓ

ભઠ્ઠીમાં ક્લસ્ટરતેજસ્વીતા. આકાશગંગાની સપાટીની તેજને માપવાથી એકમ વિસ્તાર દીઠ તેના તારાઓની કુલ તેજસ્વીતા મળે છે. કેન્દ્રથી અંતર સાથે સપાટીની તેજસ્વીતામાં ફેરફાર ગેલેક્સીની રચનાને દર્શાવે છે.):

લંબગોળ પ્રણાલીઓ, સૌથી નિયમિત અને સપ્રમાણ તરીકે, અન્ય કરતા વધુ વિગતવાર અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો છે; સામાન્ય રીતે, તેઓનું વર્ણન એક જ તેજસ્વીતા કાયદા દ્વારા કરવામાં આવે છે (ફિગ. 5,. આકાશગંગાની સપાટીની તેજને માપવાથી એકમ વિસ્તાર દીઠ તેના તારાઓની કુલ તેજસ્વીતા મળે છે. કેન્દ્રથી અંતર સાથે સપાટીની તેજસ્વીતામાં ફેરફાર ગેલેક્સીની રચનાને દર્શાવે છે.એ ચોખા. 5. આકાશગંગાઓનું લ્યુમિનોસિટી ડિસ્ટ્રિબ્યુશન e) 1/4, જ્યાં પ્રકારની- કેન્દ્રથી અંતર, અને પ્રકારની e એ અસરકારક ત્રિજ્યા છે, જેની અંદર ગેલેક્સીની કુલ તેજસ્વીતાનો અડધો ભાગ સમાયેલ છે); b- લેન્ટિક્યુલર ગેલેક્સી NGC 1553; વી- ત્રણ સામાન્ય સર્પાકાર તારાવિશ્વો (દરેક રેખાનો બાહ્ય ભાગ સીધો છે, જે અંતર પર પ્રકાશની ઘાતાંકીય અવલંબન દર્શાવે છે).

લેન્ટિક્યુલર સિસ્ટમ્સ પરનો ડેટા એટલો સંપૂર્ણ નથી. bતેમની તેજસ્વીતા રૂપરેખાઓ (ફિગ. 5,

) લંબગોળ તારાવિશ્વોની રૂપરેખાઓથી અલગ છે અને તેમાં ત્રણ મુખ્ય ક્ષેત્રો છે: કોર, લેન્સ અને પરબિડીયું. આ પ્રણાલીઓ લંબગોળ અને સર્પાકાર વચ્ચે મધ્યવર્તી હોવાનું જણાય છે. સાસર્પાકાર ખૂબ જ વૈવિધ્યસભર છે, તેમની રચના જટિલ છે, અને તેમની તેજસ્વીતાના વિતરણ માટે કોઈ એક કાયદો નથી. જો કે, એવું લાગે છે કે કોરથી દૂરના સરળ સર્પાકાર માટે, ડિસ્કની સપાટીની તેજસ્વીતા પરિઘ તરફ ઝડપથી ઘટે છે. માપન દર્શાવે છે કે સર્પાકાર હાથની તેજ એટલી મહાન નથી જેટલી તે તારાવિશ્વોના ફોટોગ્રાફ્સ જોતી વખતે દેખાય છે. એસ.ડીઆર્મ્સ વાદળી પ્રકાશમાં ડિસ્કની તેજસ્વીતામાં 20% થી વધુ અને લાલ પ્રકાશમાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછા ઉમેરતા નથી. મણકામાંથી પ્રકાશમાં ફાળો ઘટે છે વી).

થી સેફિયસ, જે નજીકના તારાવિશ્વો જ્યાં તેઓ દૃશ્યમાન છે ત્યાંના અંતરના પ્રાથમિક સૂચક બને છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો, આ તારાવિશ્વોના તેજસ્વી તારાઓ અને ઉત્સર્જન નિહારિકાઓ ગૌણ સૂચક બને છે અને વધુ દૂરની તારાવિશ્વો માટેનું અંતર નક્કી કરવાનું શક્ય બનાવે છે. છેલ્લે, તારાવિશ્વોના વ્યાસ અને તેજસ્વીતાનો ઉપયોગ તૃતીય સૂચક તરીકે થાય છે. અંતરના માપદંડ તરીકે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ સામાન્ય રીતે પદાર્થની દેખીતી તીવ્રતા વચ્ચેના તફાવતનો ઉપયોગ કરે છે.(ફિગ. 5, ; આ મૂલ્ય (આકાશગંગાની દેખીતી તીવ્રતા માપવા દ્વારા અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતાઅને તેનું અંતર મોડ્યુલસ નક્કી કરવું ( અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા), ચોક્કસ મૂલ્યની ગણતરી કરો અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા. અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતાસૌથી તેજસ્વી તારાવિશ્વો, ક્વાસાર સિવાય,

 22, એટલે કે. તેમની તેજસ્વીતા સૂર્ય કરતાં લગભગ 100 અબજ ગણી વધારે છે. અને સૌથી નાની તારાવિશ્વો ઇથી અનુક્રમે સ્થિત છે Sc10, એટલે કે. લગભગ તેજ 10 6 સૌર. દ્વારા તારાવિશ્વોની સંખ્યાનું વિતરણ અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા સેફિયસ, જે નજીકના તારાવિશ્વો જ્યાં તેઓ દૃશ્યમાન છે ત્યાંના અંતરના પ્રાથમિક સૂચક બને છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો, આ તારાવિશ્વોના તેજસ્વી તારાઓ અને ઉત્સર્જન નિહારિકાઓ ગૌણ સૂચક બને છે અને વધુ દૂરની તારાવિશ્વો માટેનું અંતર નક્કી કરવાનું શક્ય બનાવે છે. છેલ્લે, તારાવિશ્વોના વ્યાસ અને તેજસ્વીતાનો ઉપયોગ તૃતીય સૂચક તરીકે થાય છે. અંતરના માપદંડ તરીકે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ સામાન્ય રીતે પદાર્થની દેખીતી તીવ્રતા વચ્ચેના તફાવતનો ઉપયોગ કરે છે., જેને "લ્યુમિનોસિટી ફંક્શન" કહેવામાં આવે છે, તે બ્રહ્માંડની આકાશગંગાની વસ્તીની એક મહત્વપૂર્ણ લાક્ષણિકતા છે, પરંતુ તે ચોક્કસ રીતે નક્કી કરવું સરળ નથી. એસ.ડીથી અનુક્રમે સ્થિત છે ઇમચોક્કસ મર્યાદિત દૃશ્યમાન તીવ્રતા માટે પસંદ કરેલ તારાવિશ્વો માટે, દરેક પ્રકારનું તેજ કાર્ય અલગથી

વાદળી કિરણોમાં સરેરાશ સંપૂર્ણ મૂલ્ય સાથે લગભગ ગૌસીયન (ઘંટડીના આકારનું)

= 18.5 અને વિક્ષેપ  0.8 (ફિગ. 6). પરંતુ અંતમાં પ્રકારની તારાવિશ્વોમાંથી. આકાશગંગાની સપાટીની તેજને માપવાથી એકમ વિસ્તાર દીઠ તેના તારાઓની કુલ તેજસ્વીતા મળે છે. કેન્દ્રથી અંતર સાથે સપાટીની તેજસ્વીતામાં ફેરફાર ગેલેક્સીની રચનાને દર્શાવે છે.અને લંબગોળ દ્વાર્ફ વધુ નબળા હોય છે. bઆપેલ અવકાશમાં તારાવિશ્વોના સંપૂર્ણ નમૂના માટે, ઉદાહરણ તરીકે, એક ક્લસ્ટરમાં, તેજની કાર્યક્ષમતા ઘટતી તેજ સાથે તીવ્રપણે વધે છે, એટલે કે. અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતાવામન તારાવિશ્વોની સંખ્યા વિશાળની સંખ્યા કરતાં અનેક ગણી વધારે છે< -16.

ચોખા. 6. ગેલેક્સી લ્યુમિનોસિટી ફંક્શન.

તારાવિશ્વોની તારાઓની ઘનતા અને તેજસ્વીતા ધીમે ધીમે બહારની તરફ ક્ષીણ થતી હોવાથી, તેમના કદનો પ્રશ્ન વાસ્તવમાં ટેલિસ્કોપની ક્ષમતાઓ પર આધાર રાખે છે, જે રાત્રિના આકાશની ચમક સામે તારાવિશ્વના બાહ્ય વિસ્તારોની ઝાંખી ચમકને પ્રકાશિત કરવાની તેની ક્ષમતા પર આધારિત છે. આધુનિક ટેક્નોલોજી આકાશની તેજસ્વીતાના 1% કરતા ઓછી તેજસ્વીતા સાથે તારાવિશ્વોના પ્રદેશોને રેકોર્ડ કરવાનું શક્ય બનાવે છે; આ ગેલેક્ટીક ન્યુક્લીની તેજ કરતાં લગભગ એક મિલિયન ગણું ઓછું છે. આ આઇસોફોટ (સમાન તેજની રેખા) અનુસાર, તારાવિશ્વોનો વ્યાસ વામન સિસ્ટમો માટે હજારો પ્રકાશ વર્ષોથી લઈને વિશાળ લોકો માટે સેંકડો હજારો સુધીનો છે. નિયમ પ્રમાણે, તારાવિશ્વોના વ્યાસ તેમની સંપૂર્ણ તેજસ્વીતા સાથે સારી રીતે સંકળાયેલા છે.સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ અને રંગ. ;થી અનુક્રમે સ્થિત છે આકાશગંગાનો પ્રથમ સ્પેક્ટ્રોગ્રામ - એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા, 1899માં યુ શિનર (1858-1913) દ્વારા પોટ્સડેમ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે મેળવેલ, તેની શોષણ રેખાઓ સૂર્યના સ્પેક્ટ્રમને મળતી આવે છે. તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રામાં મોટા પ્રમાણમાં સંશોધનની શરૂઆત ઓછી વિક્ષેપ (200–400/mm) સાથે "ઝડપી" સ્પેક્ટ્રોગ્રાફ્સની રચના સાથે થઈ;પાછળથી, ઈલેક્ટ્રોનિક ઈમેજ બ્રાઈટનેસ એમ્પ્લીફાયરના ઉપયોગથી વિક્ષેપને 20-100/mm સુધી વધારવાનું શક્ય બન્યું. ;યર્કેસ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે મોર્ગનના અવલોકનો દર્શાવે છે કે, તારાવિશ્વોની જટિલ તારાઓની રચના હોવા છતાં, તેમના સ્પેક્ટ્રા સામાન્ય રીતે કોઈ ચોક્કસ વર્ગના તારાઓના સ્પેક્ટ્રાની નજીક હોય છે. ઇમકે એસ.એમ; એસ.ડી, અને સ્પેક્ટ્રમ અને આકાશગંગાના મોર્ફોલોજિકલ પ્રકાર વચ્ચે નોંધપાત્ર સહસંબંધ છે. એક નિયમ તરીકે, વર્ગ સ્પેક્ટ્રમ અનિયમિત તારાવિશ્વો છેઅને સર્પાકાર એસ.ડી; Sc. Scસર્પાકાર ખૂબ જ વૈવિધ્યસભર છે, તેમની રચના જટિલ છે, અને તેમની તેજસ્વીતાના વિતરણ માટે કોઈ એક કાયદો નથી. જો કે, એવું લાગે છે કે કોરથી દૂરના સરળ સર્પાકાર માટે, ડિસ્કની સપાટીની તેજસ્વીતા પરિઘ તરફ ઝડપથી ઘટે છે. માપન દર્શાવે છે કે સર્પાકાર હાથની તેજ એટલી મહાન નથી જેટલી તે તારાવિશ્વોના ફોટોગ્રાફ્સ જોતી વખતે દેખાય છે. એસ.બીસ્પેક્ટ્રા વર્ગ A-Fસર્પાકાર ખૂબ જ વૈવિધ્યસભર છે, તેમની રચના જટિલ છે, અને તેમની તેજસ્વીતાના વિતરણ માટે કોઈ એક કાયદો નથી. જો કે, એવું લાગે છે કે કોરથી દૂરના સરળ સર્પાકાર માટે, ડિસ્કની સપાટીની તેજસ્વીતા પરિઘ તરફ ઝડપથી ઘટે છે. માપન દર્શાવે છે કે સર્પાકાર હાથની તેજ એટલી મહાન નથી જેટલી તે તારાવિશ્વોના ફોટોગ્રાફ્સ જોતી વખતે દેખાય છે. સર્પાકાર પર. એસ.બી; સાથી સંક્રમણ થી સ્પેક્ટ્રમમાં ફેરફાર સાથે; આકાશગંગાનો પ્રથમ સ્પેક્ટ્રોગ્રામ - એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા, 1899માં યુ શિનર (1858-1913) દ્વારા પોટ્સડેમ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે મેળવેલ, તેની શોષણ રેખાઓ સૂર્યના સ્પેક્ટ્રમને મળતી આવે છે. તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રામાં મોટા પ્રમાણમાં સંશોધનની શરૂઆત ઓછી વિક્ષેપ (200–400/mm) સાથે "ઝડપી" સ્પેક્ટ્રોગ્રાફ્સની રચના સાથે થઈ;એફ ; F-G એ; આકાશગંગાનો પ્રથમ સ્પેક્ટ્રોગ્રામ - એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા, 1899માં યુ શિનર (1858-1913) દ્વારા પોટ્સડેમ ઓબ્ઝર્વેટરી ખાતે મેળવેલ, તેની શોષણ રેખાઓ સૂર્યના સ્પેક્ટ્રમને મળતી આવે છે. તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રામાં મોટા પ્રમાણમાં સંશોધનની શરૂઆત ઓછી વિક્ષેપ (200–400/mm) સાથે "ઝડપી" સ્પેક્ટ્રોગ્રાફ્સની રચના સાથે થઈ;.

, અને સર્પાકાર  , લેન્ટિક્યુલર અને લંબગોળ પ્રણાલીઓમાં સ્પેક્ટ્રા હોય છે  જી  .  સાચું, તે પછીથી બહાર આવ્યું કે સ્પેક્ટ્રલ વર્ગની તારાવિશ્વોનું રેડિયેશન  વાસ્તવમાં સ્પેક્ટ્રલ વર્ગોના વિશાળ તારાઓના પ્રકાશના મિશ્રણનો સમાવેશ થાય છે  શોષણ રેખાઓ ઉપરાંત, ઘણી તારાવિશ્વોમાં દૃશ્યમાન ઉત્સર્જન રેખાઓ હોય છે, જેમ કે આકાશગંગાના ઉત્સર્જન નિહારિકા. સામાન્ય રીતે આ બાલ્મર શ્રેણીની હાઇડ્રોજન રેખાઓ છે, ઉદાહરણ તરીકે, એચ સાસર્પાકાર ખૂબ જ વૈવિધ્યસભર છે, તેમની રચના જટિલ છે, અને તેમની તેજસ્વીતાના વિતરણ માટે કોઈ એક કાયદો નથી. જો કે, એવું લાગે છે કે કોરથી દૂરના સરળ સર્પાકાર માટે, ડિસ્કની સપાટીની તેજસ્વીતા પરિઘ તરફ ઝડપથી ઘટે છે. માપન દર્શાવે છે કે સર્પાકાર હાથની તેજ એટલી મહાન નથી જેટલી તે તારાવિશ્વોના ફોટોગ્રાફ્સ જોતી વખતે દેખાય છે. ઇમ.

વધુમાં, હાઇડ્રોજન (N, O, S) કરતાં ભારે તત્વોની ઉત્સર્જન રેખાઓની તીવ્રતા અને, સંભવતઃ, આ તત્વોની સંબંધિત વિપુલતા કોરથી ડિસ્ક તારાવિશ્વોની પરિઘ સુધી ઘટે છે. કેટલીક તારાવિશ્વો તેમના કોરોમાં અસામાન્ય રીતે મજબૂત ઉત્સર્જન રેખાઓ ધરાવે છે. 1943 માં, કે. સીફર્ટે કોરોમાં ખૂબ જ વ્યાપક હાઇડ્રોજન રેખાઓ સાથે એક ખાસ પ્રકારની ગેલેક્સીની શોધ કરી, જે તેમની ઉચ્ચ પ્રવૃત્તિ સૂચવે છે. આ ન્યુક્લીઓની તેજસ્વીતા અને તેમના સ્પેક્ટ્રા સમય સાથે બદલાય છે. સામાન્ય રીતે, સેફર્ટ તારાવિશ્વોના મધ્યવર્તી કેન્દ્ર ક્વાસાર જેવા જ હોય ​​છે, જોકે તેટલા શક્તિશાળી નથી. તારાવિશ્વોના મોર્ફોલોજિકલ ક્રમ સાથે, તેમના રંગની અભિન્ન અનુક્રમણિકા બદલાય છે ( B-V એ), એટલે કે વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવતઅને પીળો

વી

કિરણો મુખ્ય પ્રકારની તારાવિશ્વોનો સરેરાશ રંગ અનુક્રમણિકા નીચે મુજબ છે:

આ સ્કેલ પર, 0.0 સફેદ, 0.5 પીળાશ અને 1.0 લાલ રંગને અનુરૂપ છે.વિગતવાર ફોટોમેટ્રી સામાન્ય રીતે જણાવે છે કે ગેલેક્સીનો રંગ કોરથી ધાર સુધી બદલાય છે, જે તારાઓની રચનામાં ફેરફાર સૂચવે છે. મોટાભાગની તારાવિશ્વો તેમના કોરો કરતાં તેમના બાહ્ય પ્રદેશોમાં વાદળી હોય છે; લંબગોળ કરતાં સર્પાકારમાં આ વધુ નોંધપાત્ર છે, કારણ કે તેમની ડિસ્કમાં ઘણા યુવાન વાદળી તારાઓ હોય છે.  / = વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવત પ્રકારની અનિયમિત તારાવિશ્વો, જેમાં સામાન્ય રીતે કોરનો અભાવ હોય છે, તે ઘણીવાર કિનારી કરતાં મધ્યમાં વાદળી હોય છે.પરિભ્રમણ અને સમૂહ. કેન્દ્રમાંથી પસાર થતી અક્ષની આસપાસ ગેલેક્સીનું પરિભ્રમણ તેના સ્પેક્ટ્રમમાં રેખાઓની તરંગલંબાઇમાં ફેરફાર તરફ દોરી જાય છે: આકાશગંગાના પ્રદેશોમાંથી રેખાઓ જે આપણી નજીક આવે છે તે સ્પેક્ટ્રમના વાયોલેટ ભાગ તરફ જાય છે અને પાછળ આવતા પ્રદેશોમાંથી લાલ તરફ જાય છે. (ફિગ. 7). ડોપ્લર સૂત્ર મુજબ, રેખા તરંગલંબાઇમાં સંબંધિત ફેરફાર  છે/c વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવત પ્રકારની, ક્યાં વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવત અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા c પ્રકારની અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતાપ્રકાશની ગતિ છે, અને વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવત અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા- રેડિયલ વેગ, એટલે કે. દૃષ્ટિની રેખા સાથે સ્ત્રોત વેગ ઘટક. પ્રકારની અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતાતારાવિશ્વોના કેન્દ્રોની આસપાસના તારાઓની ક્રાંતિનો સમયગાળો લાખો વર્ષોનો છે અને તેમની ભ્રમણકક્ષાની ગતિ 300 કિમી/સેકન્ડ સુધી પહોંચે છે. સામાન્ય રીતે, ડિસ્ક રોટેશન સ્પીડ તેના મહત્તમ મૂલ્ય સુધી પહોંચે છે (

કેન્દ્રથી અમુક અંતરે (), અને પછી ઘટે છે (ફિગ. 8). આપણી ગેલેક્સીની નજીક = 230 કિમી/સેકન્ડ અંતરે= 40 હજાર સેન્ટ. કેન્દ્રથી વર્ષો: ચોખા. 7. ગેલેક્સીની સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓ, એક ધરીની આસપાસ ફરે છે એન, જ્યારે સ્પેક્ટ્રોગ્રાફ સ્લિટ ધરી સાથે લક્ષી હોય છે ab.

આકાશગંગાની પાછળની ધારથી રેખા ( b વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવત) લાલ બાજુ (R) તરફ વળેલું છે, અને નજીકની ધારથી ( વાદળીમાં ગેલેક્સીની તીવ્રતા વચ્ચેનો તફાવત a ) - અલ્ટ્રાવાયોલેટ (યુવી) થી.ચોખા. 8. ગેલેક્સી રોટેશન કર્વ

તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રામાં શોષણ રેખાઓ અને ઉત્સર્જન રેખાઓ સમાન આકાર ધરાવે છે, તેથી, ડિસ્કમાંના તારાઓ અને ગેસ એક જ દિશામાં સમાન ગતિએ ફરે છે.

જ્યારે, ડિસ્કમાં શ્યામ ધૂળની ગલીઓના સ્થાન દ્વારા, આપણે સમજી શકીએ છીએ કે ગેલેક્સીની કઈ ધાર આપણી નજીક છે, ત્યારે આપણે સર્પાકાર હાથના વળાંકની દિશા શોધી શકીએ છીએ: તમામ અભ્યાસ કરેલ તારાવિશ્વોમાં તેઓ પાછળ રહે છે, એટલે કે, કેન્દ્રથી દૂર જતા, હાથ દિશા પરિભ્રમણની વિરુદ્ધ દિશામાં વળે છે. અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા = પરિભ્રમણ વળાંકનું વિશ્લેષણ આપણને આકાશગંગાના સમૂહને નિર્ધારિત કરવાની મંજૂરી આપે છે. સૌથી સરળ કિસ્સામાં, ગુરુત્વાકર્ષણ બળને કેન્દ્રત્યાગી બળ સાથે સરખાવીને, આપણે તારાની ભ્રમણકક્ષાની અંદર ગેલેક્સીનો સમૂહ મેળવીએ છીએ: પ્રકારની 2 /થી સ્પેક્ટ્રમમાં ફેરફાર સાથેપરિભ્રમણ અને સમૂહ. થી સ્પેક્ટ્રમમાં ફેરફાર સાથેઆરવી એલ- ગુરુત્વાકર્ષણની સ્થિરતા. પેરિફેરલ તારાઓની ગતિનું પૃથ્થકરણ તમને કુલ સમૂહનો અંદાજ લગાવવા દે છે. આપણી ગેલેક્સી પાસે આશરે સમૂહ છે. 210 11 સૌર સમૂહ, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા 410 11 માટે, મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડ માટે – 1510 9 . ડિસ્ક તારાવિશ્વોના સમૂહ તેમની તેજસ્વીતાના આશરે પ્રમાણસર છે (), તેથી સંબંધ ડિસ્ક તારાવિશ્વોના સમૂહ તેમની તેજસ્વીતાના આશરે પ્રમાણસર છે ( M/L

તેઓ લગભગ સમાન છે અને વાદળી કિરણોમાં તેજસ્વીતા માટે સમાન છે   સૌર સમૂહ અને તેજના એકમોમાં 5.ગોળાકાર આકાશગંગાના સમૂહનો અંદાજ એ જ રીતે કરી શકાય છે, ડિસ્ક પરિભ્રમણની ગતિને બદલે આકાશગંગામાં તારાઓની અસ્તવ્યસ્ત ગતિની ઝડપને ધ્યાનમાં રાખીને ( અને તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા  ) - અલ્ટ્રાવાયોલેટ (યુવી) થી.  સૌર સમૂહ અને તેજના એકમોમાં 5. 2 /થી સ્પેક્ટ્રમમાં ફેરફાર સાથેપરિભ્રમણ અને સમૂહ. ) - અલ્ટ્રાવાયોલેટ (યુવી) થી.વિ

), જે સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓની પહોળાઈ દ્વારા માપવામાં આવે છે અને તેને વેગ વિક્ષેપ કહેવામાં આવે છે:- આકાશગંગાની ત્રિજ્યા (વાયરલ પ્રમેય).  લંબગોળ તારાવિશ્વોમાં તારાઓનો વેગ પ્રસરણ સામાન્ય રીતે 50 થી 300 કિમી/સેકંડનો હોય છે, અને વામન પ્રણાલીઓમાં 10 9 સૌર દળથી વિશાળ તારાઓમાં 10 12 જેટલો હોય છે. કેન્દ્રમાંથી પસાર થતી અક્ષની આસપાસ ગેલેક્સીનું પરિભ્રમણ તેના સ્પેક્ટ્રમમાં રેખાઓની તરંગલંબાઇમાં ફેરફાર તરફ દોરી જાય છે: આકાશગંગાના પ્રદેશોમાંથી રેખાઓ જે આપણી નજીક આવે છે તે સ્પેક્ટ્રમના વાયોલેટ ભાગ તરફ જાય છે અને પાછળ આવતા પ્રદેશોમાંથી લાલ તરફ જાય છે. (ફિગ. 7). ડોપ્લર સૂત્ર મુજબ, રેખા તરંગલંબાઇમાં સંબંધિત ફેરફાર  છે/ રેડિયો ઉત્સર્જન  આકાશગંગાની શોધ 1931માં કે. જાન્સકી દ્વારા કરવામાં આવી હતી. આકાશગંગાનો પ્રથમ રેડિયો નકશો જી. રેબર દ્વારા 1945માં પ્રાપ્ત થયો હતો. આ કિરણોત્સર્ગ તરંગલંબાઈની વિશાળ શ્રેણીમાં આવે છે.   1 સેમી), અને તેને "સતત" કહેવામાં આવે છે. તેના માટે ઘણી ભૌતિક પ્રક્રિયાઓ જવાબદાર છે, જેમાંથી સૌથી મહત્ત્વની છે આંતરસ્ટેલર ઈલેક્ટ્રોનમાંથી સિંક્રોટ્રોન રેડિયેશન જે નબળા ઈન્ટરસ્ટેલર મેગ્નેટિક ફિલ્ડમાં લગભગ પ્રકાશની ઝડપે ગતિ કરે છે. 1950 માં, આર. બ્રાઉન અને કે. હેઝાર્ડ (જોડ્રેલ બેંક, ઇંગ્લેન્ડ) દ્વારા એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલામાંથી 1.9 મીટરની તરંગલંબાઇ પર સતત ઉત્સર્જનની શોધ કરવામાં આવી હતી, અને પછી અન્ય ઘણી તારાવિશ્વોમાંથી. સામાન્ય તારાવિશ્વો, જેમ કે આપણી અથવા M 31, રેડિયો તરંગોના નબળા સ્ત્રોત છે. તેઓ રેડિયો શ્રેણીમાં તેમની ઓપ્ટિકલ શક્તિનો માંડ એક મિલિયનમો ભાગ બહાર કાઢે છે. પરંતુ કેટલીક અસામાન્ય તારાવિશ્વોમાં આ રેડિયેશન વધુ મજબૂત હોય છે. સૌથી નજીકની "રેડિયો આકાશગંગા" કન્યા A (M 87), Centaur A (NGC 5128) અને Perseus A (NGC 1275) ઓપ્ટિકલની 10 –4 10 –3 રેડિયો તેજ ધરાવે છે. અને દુર્લભ પદાર્થો માટે, જેમ કે રેડિયો ગેલેક્સી સિગ્નસ A, આ ગુણોત્તર એકતાની નજીક છે. આ શક્તિશાળી રેડિયો સ્ત્રોતની શોધના થોડા વર્ષો પછી જ તેની સાથે સંકળાયેલ એક અસ્પષ્ટ આકાશગંગા શોધવાનું શક્ય હતું.

ઘણા અસ્પષ્ટ રેડિયો સ્ત્રોતો, જે કદાચ દૂરના તારાવિશ્વો સાથે સંકળાયેલા છે, હજુ સુધી ઓપ્ટિકલ પદાર્થો સાથે ઓળખાયા નથી.

> આપણી સૌથી નજીકની આકાશગંગાકઈ આકાશગંગા આકાશગંગાની સૌથી નજીક છે:

સર્પાકાર એન્ડ્રોમેડા, કેનિસ મેજર ડ્વાર્ફ ગેલેક્સી, ડિસ્ટન્સ, ગેલેક્સી મેપ, ફોટા સાથે અભ્યાસ.

તે સમજવા યોગ્ય છે કે આપણી આકાશગંગા તેની રચનાની દ્રષ્ટિએ અનન્ય નથી. એટલે કે, ત્યાં ઘણા વધુ સમાન છે, ચોક્કસ જૂથોમાં સંયુક્ત. આકાશગંગાને સ્થાનિક જૂથ (54 તારાવિશ્વો) દ્વારા આશ્રય આપવામાં આવે છે, જે તેનો એક ભાગ છે. તેથી આપણે એકલા નથી.

ઘણા માને છે કે એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી સૌથી નજીક છે કારણ કે તે અને આકાશગંગા અથડામણ અને વિલીનીકરણની પ્રક્રિયામાંથી પસાર થઈ રહ્યા છે. પરંતુ વધુ વૈજ્ઞાનિક રીતે કહીએ તો, આ સર્પાકાર પ્રકારનો સૌથી નજીકનો પ્રતિનિધિ છે. હકીકત એ છે કે વામનની શોધ આટલા લાંબા સમય પહેલા થઈ નથી, તેથી તમારા જ્ઞાન પર પુનર્વિચાર કરવાનો સમય આવી ગયો છે.

કઈ ગેલેક્સી સૌથી નજીક છે

હાલમાં, કેનિસ મેજર ડ્વાર્ફ ગેલેક્સી આકાશગંગાની સૌથી નજીકની ગેલેક્સી છે. તે કેન્દ્રથી 42,000 પ્રકાશ-વર્ષ અને સિસ્ટમથી 25,000 પ્રકાશ-વર્ષ દૂર છે.

આપણી સૌથી નજીકની ગેલેક્સીની લાક્ષણિકતાઓ

રિંગના અભ્યાસ દરમિયાન, આ વામન આકાશગંગા કેનિસ મેજરમાં મળી આવી હતી. એવું માનવામાં આવે છે કે તેણી "ખાધેલી" હતી. અને તેના કેન્દ્રની નજીક આવેલા ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 અને NGC 2808) એક સમયે શોષિત આકાશગંગાના હતા.

હબલ ટેલિસ્કોપ દ્વારા કેપ્ચર કરાયેલા ગેલેક્ટીક મર્જરના ઉદાહરણો

પૃથ્વીની સૌથી નજીકની આકાશગંગાની શોધ

આ પહેલા, એવું માનવામાં આવતું હતું કે વામન એલિપ્ટિકલ ગેલેક્સી (પૃથ્વીથી 70,000 પ્રકાશ વર્ષ) નિકટતાના સંદર્ભમાં પ્રથમ સ્થાને છે. આ (180,000 વર્ષ) કરતાં વધુ નજીક છે.

કેનિસ મેજરમાં વામન ગેલેક્સી 2003 માં પ્રથમ વખત દેખાઈ હતી. ખગોળશાસ્ત્રીઓએ ઓલ-સ્કાય સર્વેનો ઉપયોગ કરીને 70% આકાશ સ્કેન કર્યું અને ઇન્ફ્રારેડ રેડિયેશનના આશરે 5,700 અવકાશી સ્ત્રોતો શોધી કાઢ્યા. ઇન્ફ્રારેડ ટેક્નોલોજી અતિ મહત્વની છે કારણ કે લાલ પ્રકાશ ગેસ અને ધૂળ દ્વારા અવરોધિત નથી. આમ, કેનિસ મેજર નક્ષત્રમાં ઘણા એમ-પ્રકારના જાયન્ટ્સ શોધવાનું શક્ય હતું. કેટલીક રચનાઓ નબળા ચાપ બનાવે છે.

M-પ્રકારના તારાઓની મોટી સંખ્યા એ સ્તર જોવાનું કારણ હતું. નીચા તાપમાનવાળા લાલ દ્વાર્ફ તેજસ્વીતામાં હલકી ગુણવત્તાવાળા હોય છે, તેથી તેઓ ટેકનોલોજીના ઉપયોગ વિના જોઈ શકતા નથી. પરંતુ તેઓ ઇન્ફ્રારેડ રેન્જમાં સ્પષ્ટપણે દેખાય છે.

ડેટાએ આ વિચારને વેગ આપ્યો કે તારાવિશ્વો નાના પડોશીઓનો ઉપયોગ કરીને વૃદ્ધિ કરી શકે છે. આમ, આપણી આકાશગંગા દેખાઈ, જે હજી પણ આ કરવાનું ચાલુ રાખે છે. અને કેનિસ મેજરમાં ડ્વાર્ફ ગેલેક્સીના ભૂતપૂર્વ તારાઓ હવે આપણા છે, તેથી આપણે કહી શકીએ કે તે સૌથી નજીક સ્થિત છે.

ભૂતપૂર્વ વિજેતા 1994 માં જોવા મળ્યો હતો (ધનુરાશિમાં વામન). સૌથી નજીકના સર્પાકારમાં (M31) છે, જે 110 km/s ના પ્રવેગ સાથે આપણી તરફ ધસી આવે છે. 4 અબજ પ્રકાશ વર્ષોમાં, એક વિલીનીકરણ થશે.

આપણી સૌથી નજીક ગેલેક્સીની રાહ શું છે?

હવે તમે જાણો છો કે આકાશગંગાની સૌથી નજીકની ગેલેક્સી કેનિસ મેજરમાં આવેલી દ્વાર્ફ ગેલેક્સી છે. પણ તેનું શું થશે? વૈજ્ઞાનિકો માને છે કે તે આખરે આકાશગંગાના ગુરુત્વાકર્ષણ બળ દ્વારા ફાટી જશે. તે નોંધનીય છે કે તેનું મુખ્ય શરીર પહેલેથી જ વિકૃત થઈ ગયું છે અને તે અટકતું નથી. આ સંવર્ધન ઓબ્જેક્ટો સંપૂર્ણપણે મર્જ થવા સાથે સમાપ્ત થશે, 1 બિલિયન તારાને આપણી આકાશગંગામાં સ્થાનાંતરિત કરીને 200-400 બિલિયનમાં ઉમેરાશે જે અગાઉ પસાર થઈ ગયા હતા. તેથી નજીકના આકાશગંગાના ટૂંકા અંતરે તેના પર ક્રૂર મજાક કરી.

નજીકના મોટા સ્ટાર સિસ્ટમ્સમાંથી, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા (M31) એ આપણા ઘર, આકાશગંગા કરતા કદમાં 2.6 ગણી મોટી સર્પાકાર ગેલેક્સી છે: તેનો વ્યાસ 260 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે. એન્ડ્રોમેડા નિહારિકા આપણાથી 2.5 મિલિયન પ્રકાશવર્ષ (772 કિલોપારસેક)ના અંતરે સ્થિત છે અને તેનું દળ 300 અબજ સૌર દળ છે. તે લગભગ એક ટ્રિલિયન તારાઓ ધરાવે છે (સરખામણી માટે: આકાશગંગામાં લગભગ 100 અબજ તારાઓ છે).

એન્ડ્રોમેડા નિહારિકા એ આપણાથી સૌથી દૂરનો કોસ્મિક પદાર્થ છે જે નરી આંખે તારાઓવાળા આકાશમાં (ઉત્તરીય ગોળાર્ધમાં) જોઈ શકાય છે, શહેરી પ્રકાશની સ્થિતિમાં પણ - તે તેજસ્વી ઝાંખા અંડાકાર જેવું લાગે છે. એ યાદ રાખવું જોઈએ કે એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સીમાંથી પ્રકાશને આપણા સુધી પહોંચવામાં 2.5 મિલિયન વર્ષો લાગે છે, આપણે તેને 2.5 મિલિયન વર્ષો પહેલાની જેમ જોઈએ છીએ, અને આપણે જાણતા નથી કે તે હવે કેવો દેખાય છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓએ શોધી કાઢ્યું છે કે એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી અને આપણી ગેલેક્સી 100-140 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે એકબીજાની નજીક આવી રહ્યા છે. લગભગ 3-4 અબજ વર્ષોમાં, કદાચ તેઓ અથડાશે અને પછી તેઓ એક વિશાળ આકાશગંગામાં ભળી જશે. આ અથડામણના પરિણામે જેઓ સૌરમંડળના ભાવિ વિશે ચિંતિત છે તેઓને અમે આશ્વાસન આપવા ઉતાવળ કરીએ છીએ: સંભવતઃ સૂર્ય અને ગ્રહો પર કોઈ અસર નહીં થાય. ગેલેક્ટીક વિલીનીકરણ પ્રક્રિયાઓ વિનાશક તારાઓની અથડામણો સાથે હોતી નથી, કારણ કે તારાઓ વચ્ચેનું અંતર તારાઓના કદની તુલનામાં ઘણું મોટું છે.

જો કે, કોઈએ એવું ન વિચારવું જોઈએ કે લાખો વર્ષોથી વિસ્તરેલી તારાવિશ્વોને મર્જ કરવાની પ્રક્રિયા નાટકીય અસરો વિના થાય છે. જ્યારે બે તારાવિશ્વો એકબીજાની નજીક આવે છે, ત્યારે ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસના વાદળો પ્રથમ સંપર્કમાં આવે છે. ઝડપી આંતરપ્રવેશને કારણે, તેમની ઘનતા ઝડપથી વધે છે, તેઓ ગરમ થાય છે, અને વધતા દબાણથી આ ગેસ અને ધૂળના વાદળો નવા તારાઓની રચના માટે કેન્દ્રોમાં ફેરવાય છે. જ્વાળાઓ, વિસ્ફોટો અને ધૂળ અને ગેસના ભયંકર રીતે વિસ્તૃત જેટના ઇજેક્શન સાથે, તારા નિર્માણની હિંસક, વિસ્ફોટક પ્રક્રિયા શરૂ થાય છે.

જો કે, ચાલો આપણા પડોશીઓ પર પાછા આવીએ. આપણી બીજી સૌથી નજીકની સર્પાકાર આકાશગંગા M33 છે. તે ત્રિકોણ નક્ષત્રમાં સ્થિત છે અને આપણાથી 2.4 મિલિયન પ્રકાશવર્ષ દૂર છે. તેનો વ્યાસ આકાશગંગા કરતા 2 ગણો અને એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી કરતા 4 ગણો નાનો છે. તે નરી આંખે પણ જોઈ શકાય છે, પરંતુ માત્ર ચંદ્રવિહીન રાત્રે અને શહેરની બહાર. તે α Triangulum અને τ મીન રાશિ વચ્ચેના ઝાંખા, ધુમ્મસવાળા સ્પેક જેવું લાગે છે.

આપણા નજીકના વાતાવરણમાં અન્ય તમામ તારાવિશ્વો વામન લંબગોળ અને અનિયમિત તારાવિશ્વો છે. આપણી સૌથી નજીકની અનિયમિત તારાવિશ્વોમાંથી, બે સૌથી વધુ રસ ધરાવે છે: મોટા અને નાના મેગેલેનિક વાદળો.

મેગેલેનિક વાદળો આપણા આકાશગંગાના ઉપગ્રહો છે. તેઓ નરી આંખે પણ દેખાય છે, જો કે માત્ર દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં જ જોવા મળે છે. મોટા મેગેલેનિક વાદળ ડોરાડસ નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. તે આપણાથી 170 હજાર પ્રકાશ વર્ષ દૂર છે (50 કિલોપારસેક), તેનો વ્યાસ 20 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે અને તેમાં લગભગ 30 અબજ તારાઓ છે. અનિયમિત ગેલેક્સી હોવા છતાં, મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડનું માળખું ક્રોસ્ડ સર્પાકાર તારાવિશ્વો જેવું જ છે. તેમાં તમામ પ્રકારના તારાઓ છે જે આકાશગંગામાં જાણીતા છે. અન્ય એક રસપ્રદ પદાર્થ મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં મળી આવ્યો હતો - 700 પ્રકાશવર્ષની લંબાઈ સાથે સૌથી વધુ જાણીતા ગેસ અને ડસ્ટ કોમ્પ્લેક્સમાંનું એક - ટેરેન્ટુલા નેબ્યુલા, ઝડપી તારા નિર્માણનું કેન્દ્ર.

નાના મેગેલેનિક વાદળ મોટા મેગેલેનિક વાદળ કરતા 3 ગણા નાના છે અને તે ક્રોસ્ડ સર્પાકાર આકાશગંગા જેવું પણ છે. તે ડોરાડોની બાજુમાં ટુકાના નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. આપણાથી આ આકાશગંગાનું અંતર 210 હજાર પ્રકાશ વર્ષ (60 કિલોપારસેક) છે.

મેગેલેનિક વાદળો તટસ્થ હાઇડ્રોજનના સામાન્ય શેલથી ઘેરાયેલા છે, જેને મેગેલેનિક સિસ્ટમ કહેવામાં આવે છે.

બંને મેગેલેનિક વાદળો પીડિત છે ગેલેક્ટીક આદમખોરઆકાશગંગામાંથી: આપણી ગેલેક્સીનો ગુરુત્વાકર્ષણ પ્રભાવ ધીમે ધીમે તેનો નાશ કરે છે અને આ તારાવિશ્વોની બાબતને આકર્ષે છે. તેથી મેગેલેનિક વાદળોનો અનિયમિત આકાર. નિષ્ણાંતોનું માનવું છે કે ધીમે ધીમે અદ્રશ્ય થવાની પ્રક્રિયામાં આ બે નાની આકાશગંગાના અવશેષો છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓના મતે, આગામી 10 અબજ વર્ષોમાં આકાશગંગા મેગેલેનિક વાદળોની તમામ સામગ્રીને સંપૂર્ણપણે શોષી લેશે. સમાન પ્રક્રિયાઓ મેગેલેનિક વાદળો વચ્ચે થાય છે: તેમના ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે, મોટા મેગેલેનિક વાદળ નાના મેગેલેનિક વાદળમાંથી લાખો તારાઓની "ચોરી" કરે છે. કદાચ આ હકીકત ટેરેન્ટુલા નેબ્યુલામાં ઉચ્ચ સ્ટાર-રચના પ્રવૃત્તિને સમજાવે છે: આ પ્રદેશ ગેસના પ્રવાહના માર્ગમાં બરાબર છે કે મોટા મેગેલેનિક વાદળનું ગુરુત્વાકર્ષણ નાના મેગેલેનિક વાદળમાંથી ખેંચે છે.

આમ, આપણી ગેલેક્સીની આસપાસમાં શું થઈ રહ્યું છે તેના ઉદાહરણનો ઉપયોગ કરીને, તમે ફરીથી ખાતરી કરી શકો છો કે તારાવિશ્વોનું વિલીનીકરણ અને મોટી તારાઓ દ્વારા નાની તારાવિશ્વોનું શોષણ એ આકાશગંગાના જીવનમાં એક સંપૂર્ણપણે સામાન્ય ઘટના છે.

આપણી ગેલેક્સી, એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી અને ટ્રાયેન્ગુલમ ગેલેક્સી ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયા દ્વારા એકબીજા સાથે જોડાયેલા તારાવિશ્વોનું જૂથ બનાવે છે. તેઓ તેણીને બોલાવે છે તારાવિશ્વોનું સ્થાનિક જૂથ. સ્થાનિક જૂથનું કદ 1.5 મેગાપાર્સેક સમગ્ર છે. ત્રણ મોટા સર્પાકાર તારાવિશ્વો ઉપરાંત, સ્થાનિક જૂથમાં 50 થી વધુ વામન અને અનિયમિત (આકાર) તારાવિશ્વોનો સમાવેશ થાય છે. આમ, એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સીમાં ઓછામાં ઓછા 19 સેટેલાઇટ ગેલેક્સી છે, અને આપણી ગેલેક્સીમાં 14 જાણીતા ઉપગ્રહો છે (2005 મુજબ). તેમના ઉપરાંત, સ્થાનિક જૂથમાં અન્ય વામન તારાવિશ્વોનો સમાવેશ થાય છે જે મોટા તારાવિશ્વોના ઉપગ્રહો નથી.

મોટા જ્ઞાનકોશીય શબ્દકોશ

એક્સ્ટ્રાગેલેક્ટિક નેબ્યુલા અથવા ટાપુ બ્રહ્માંડ, વિશાળ સ્ટાર સિસ્ટમ્સ કે જેમાં ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસ અને ધૂળ પણ હોય છે. સૌરમંડળ આપણી આકાશગંગાનો એક ભાગ છે. તમામ બાહ્ય અવકાશ મર્યાદા સુધી જ્યાં તેઓ પ્રવેશ કરી શકે છે... ... કોલિયર્સ એનસાયક્લોપીડિયા

વિશાળ (સેંકડો અબજો તારાઓ સુધી) સ્ટાર સિસ્ટમ્સ; આમાં, ખાસ કરીને, આપણી ગેલેક્સીનો સમાવેશ થાય છે. તારાવિશ્વોને લંબગોળ (E), સર્પાકાર (S) અને અનિયમિત (Ir) માં વિભાજિત કરવામાં આવે છે. આપણી સૌથી નજીકની તારાવિશ્વો મેગેલેનિક વાદળો (Ir) અને નિહારિકા છે... ... જ્ઞાનકોશીય શબ્દકોશ

જાયન્ટ સ્ટાર સિસ્ટમ્સ, આપણી સ્ટાર સિસ્ટમ ગેલેક્સી જેવી જ છે (ગેલેક્સી જુઓ), જેમાં સોલર સિસ્ટમનો સમાવેશ થાય છે. ("ગેલેક્સી" શબ્દ, "ગેલેક્સી" શબ્દથી વિપરીત, નાના અક્ષરે લખાયેલ છે.) અપ્રચલિત નામ જી. ... ...

વિશાળ (સેંકડો અબજો તારાઓ સુધી) સ્ટાર સિસ્ટમ્સ; આમાં, ખાસ કરીને, આપણી ગેલેક્સીનો સમાવેશ થાય છે. તારાવિશ્વોને લંબગોળ (E), સર્પાકાર (S) અને અનિયમિત (Ir) માં વિભાજિત કરવામાં આવે છે. આપણી સૌથી નજીકની તારાવિશ્વો મેગેલેનિક વાદળો (Ir) અને નિહારિકા છે... ... ખગોળશાસ્ત્રીય શબ્દકોશ

આકાશગંગાઓ- દસથી લઈને સેંકડો અબજો સુધીના તારાઓની સંખ્યા સાથે વિશાળ સ્ટાર સિસ્ટમ્સ. આધુનિક અંદાજો અમને જાણીતા મેટાગાલેક્સીમાં લગભગ 150 મિલિયન તારાવિશ્વો આપે છે. તારાવિશ્વોને લંબગોળમાં વિભાજિત કરવામાં આવે છે (ખગોળશાસ્ત્રમાં E અક્ષર દ્વારા દર્શાવવામાં આવે છે),... ... આધુનિક કુદરતી વિજ્ઞાનની શરૂઆત

વિશાળ (સેંકડો અબજો તારાઓ સુધી) સ્ટાર સિસ્ટમ્સ; આમાં, ખાસ કરીને, આપણી ગેલેક્સીનો સમાવેશ થાય છે. જી. લંબગોળમાં વિભાજિત કરવામાં આવે છે. (E), સર્પાકાર (S) અને અનિયમિત (Ir). અમારી સૌથી નજીક G. મેગેલેનિક વાદળો (Ir) અને એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા (S) છે. જી.…… કુદરતી વિજ્ઞાન. જ્ઞાનકોશીય શબ્દકોશ

વ્હર્લપૂલ ગેલેક્સી (M51) અને તેનો ઉપગ્રહ NGC 5195. કિટ પીક ઓબ્ઝર્વેટરીનો ફોટોગ્રાફ. ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરતી તારાવિશ્વો એ અવકાશમાં પૂરતી નજીક સ્થિત તારાવિશ્વો છે જેમાં પરસ્પર ગુરુત્વાકર્ષણ નોંધપાત્ર છે ... વિકિપીડિયા

તારાઓની પ્રણાલીઓ જે અસ્તવ્યસ્ત અને ચીંથરેહાલ હોવાને કારણે સર્પાકાર અને લંબગોળોથી આકારમાં ભિન્ન હોય છે. કેટલીકવાર ત્યાં N. g. હોય છે, જેનો સ્પષ્ટ આકાર નથી, આકારહીન હોય છે. તેમાં ધૂળ મિશ્રિત તારાઓનો સમાવેશ થાય છે, જ્યારે મોટા ભાગના એન.જી. ગ્રેટ સોવિયેત જ્ઞાનકોશ

- ... વિકિપીડિયા

પુસ્તકો

• ગેલેક્સીઝ, એવેડિસોવા વેટા સેર્ગેવેના, સુરદિન વ્લાદિમીર જ્યોર્જિવચ, વાઇબ દિમિત્રી ઝિગફ્રીડોવિચ. "એસ્ટ્રોનોમી એન્ડ એસ્ટ્રોફિઝિક્સ" શ્રેણીના ચોથા પુસ્તકમાં વિશાળ સ્ટાર સિસ્ટમ્સ - ગેલેક્સીઓ વિશેના આધુનિક વિચારોની ઝાંખી છે. તે તારાવિશ્વોની શોધના ઇતિહાસ વિશે, તેમના વિશે...
• Galaxies, Surdin V.G. શ્રેણીમાંનું ચોથું પુસ્તક “એસ્ટ્રોનોમી એન્ડ એસ્ટ્રોફિઝિક્સ”માં વિશાળ સ્ટાર સિસ્ટમ્સ - ગેલેક્સીઓ વિશેના આધુનિક વિચારોની ઝાંખી છે. તે તારાવિશ્વોની શોધના ઇતિહાસ વિશે, તેમના વિશે...