გალაქტიკა

თავისუფალი ქართულენოვანი ენციკლოპედია ვიკიპედიიდან
გადასვლა: ნავიგაცია, ძიება
NGC 4414 - ტიპური სპირალური გალაქტიკა ბერენიკეს თმების თანავარსკვლავედში. მისი დიამეტრი, დაახლოებით, 55 000 სინათლის წელიწადია და დედამიწიდან 60 მილიონი სინათლის წლითაა დაშორებული.

გალაქტიკაგრავიტაციულად დაკავშირებული მასიური სისტემა, რომელიც შეიცავს ვარსკვლავებს, ვარსკვლავურ ნარჩენებს, გაზისა და მტვრის ვარსკვლავთშორის სივრცესა და ბნელ მატერიას — მნიშვნელოვან, მაგრამ თითქმის უცნობ კომპონენტს.[1][2] სიტყვა გალაქტიკა ბერძნულიდანაა წარმოებული „γαλαξίας“ (იკითხება გალაქსია) და ნიშნავს „რძიანს“. ამიტომაც ინგლისურად ჩვენს გალაქტიკას „რძიან გზას“ უწოდებენ, ხოლო ქართულში მას, ძირითადად, „ირმის ნახტომად“ მოიხსენიებენ. გალაქტიკების მრავალფეროვნება იწყება ჯუჯებით, რომლებიც 10 მილიონამდე (107) ვარსკვლავს შეიცავს,[3] და მთავრდება გიგანტებით, რომელთა შემადგენლობაში 100 ტრილიონი (1014) ვარსკვლავი შედის.[4] თითოეული ვარსკვლავი საკუთარი გალაქტიკის მასის ცენტრის ირგვლის მოძრაობს.

გალაქტიკები პლანეტების, ვარსკვლავების, ვარსკვლავთგროვებისა და გარკვეული ტიპის ვარსკვლავთშორისი ღრუბლების სხვადასხვა რაოდენობას შეიცავს. ამ ობიექტებს შორის არის კოსმოსური სხივების, გაზისა და მტვრის მეჩხერი ვარსკვლავთშორისი სივრცე. უმეტეს გალაქტიკათა ცენტრში ზემასიური შავი ხვრელი ბინადრობს. თანამედროვე მოსაზრების მიხედვით, ზემასიური შავი ხვრელი გალაქტიკის აქტიური ბირთვის ძირითადი მომმარაგებელია. ცნობილია, რომ „ირმის ნახტომი“ სულ ცოტა ერთ ასეთ ობიექტს შეიცავს.[5]

ისტორიულად, გალაქტიკები კატეგორიებად იყო დაყოფილი მათი ხილული ფორმების მიხედვით, რომელსაც ჩვეულებრივ ვიზუალურ მორფოლოგიას უწოდებენ. გავრცელებული ფორმა არის ელიფსური გალაქტიკა,[6] რომელსაც ელიფსის ფორმის სინათლის მოხაზულობა აქვს. სპირალური გალაქტიკები დისკოს ფორმისაა მტვრიანი, მრუდე მკლავებით. უჩვეულო ფორმისა და უსწორომასწორო გალაქტკებს არაწესიერი გალაქტიკები ეწოდება[7] და ჩვეულებრივ წარმოიქმნება მეზობელი გალაქტიკების გრავიტაციული მიზიდულობის შეწყვეტით. ასეთი ურთიერთქმედება ერთმანეთთან ახლოს მდებარე გალაქტიკებს შორის, რომელიც საბოლოოდ შეჯახებით მთავრდება, ზოგჯერ იწვევს ვარსკვლავების წარმოქმნის შესამჩნევად ზრდად შემთხვევებს.

ხილულ სამყაროში 170 მილიარდზე მეტი გალაქტიკაა.[8] გალაქტიკათა უმეტესობის დიამეტრი 1000-დან 100 000 პარსეკამდეა და ერთმანეთისგან მილიონობით პარსეკის (ან მეგაპარსეკი) მანძილითაა დაშორებული. გალაქტიკათშორისი სივრცეში (სივრცე გალაქტიკებს შორის) გათხელებული გაზია, რომლის საშუალო სიმჭიდროვე კუბურ მეტრზე ერთი ატომია. გალაქტიკათა უმეტესობა არც სრულიად შემთხვევითაა დალაგებული, არც სრულიად განსაზღვრული წყებათა ერთობლიობით, რომელსაც გალაქტიკათა ჯგუფები ან გროვები ეწოდება, რომელიც, მეორე მხრივ, უფრო დიდ ზეგროვებს წარმოქმნის. უდიდეს მასშტაბებზე ეს გაერთიანებები დალაგებულია ფილამენტებად და ქსოვილებად, რომლებიც გარშემორტყმულია უზამაზარი ვოიდებით (სიცარიელით).[9]

ეტიმოლოგია[რედაქტირება]

„ირმის ნახტომის“ რკალი პარანალის ობსერვატორიის თავზე.[10]

სიტყვა „გალაქტიკა“ ბერძნულიდანაა წარმოებული ჩვენი გალაქტიკისთვის: „γαλαξίας“ („რძიანი“) ან kyklos ("წრე") galaktikos („რძიანი“).[11] რასაკვირველია, ეს სახელი მისი გარეგნობის გამო შეერქვა. ბერძნულ მითოლოგიაში, მოკვდავი ქალისგან შეძენილი ვაჟი - ჩვილი ჰერაკლე ზევსმა მძინარე ჰერას მკერდზე მიუწვინა, რა დროსაც ჩვილმა მისი ღვთიური რძე დალია, რის შედეგადაც იგი უკვდავი გახდა. ჰერას მაშინ გამოეღვიძა, როდესაც ჰერაკლე მის ძუძუს წოვდა; ჰერა მიხვდა, რომ საკუთარი რძით ის უცნობ ბავშვს კვებავდა. მან ჩვილი სასწრაფოდ მოიშორა მკერდიდან, რა დროსაც მისი რძის შხეფები ღამის ცას შეესხა, რამაც ბუნდოვანი სინათლის ზოლები წარმოქმნა, რომელსაც „რძიანი გზა“ უწოდეს.[12][13]

ასტრონომიულ ლიტერატურაში დიდ ასოზე დაწყებული სიტყვა „Galaxy“ ჩვენი გალაქტიკის, „ირმის ნახტომის“, აღსანიშნად გამოიყენება, რათა არ აგვერიოს სხვა მილიარდობით გალაქტიკაში. ინგლისური ტერმინი „Milky Way“ ჩოსერის ერთ მოთხრობას უკავშირდება:

"See yonder, lo, the Galaxyë
 Which men clepeth the Milky Wey,
 For hit is whyt."
ჯეფრი ჩოსერი. დიდების სახლი, 1380.[11]

როცა უილიამ ჰერშელმა 1786 შექმნა ღრმა ციური სხეულების კატალოგი, მან გამოიყენა სახელი „სპირალური ნისლეული“ გარკვეული ობიექტებისთვის, როგორიცაა M31 (ანდრომედას გალაქტიკა). შემდეგ ეს აღიარებულ იქნა, როგორც ვარსკვლავების უზარმაზარი თავმოყრა, როცა ამ ობიექტებამდე ნამდვილი მანძილის დადგენა დააფასეს, შემდეგ ის მოიხსენიეს, როგორც კუნძულისებრი სამყაროები. თუმცა, იმ დროს სიტყვა „სამყაროს“ მნიშვნელობა ესმოდათ, როგორც არსებობის მთლიანობა, ამიტომ ეს გამოთქმა ხმარებიდან გამოვიდა და ამის ნაცვლად ამ ობიექტებს გალაქტიკები დაერქვა.[14]

ნომენკლატურა[რედაქტირება]

ათობით ათასი გალაქტიკა კატალოგშია შეტანილი. მხოლოდ მათმა მცირე რიცხვმა მიიღო განსაკუთრებული სახელი, როგორიცაა ანდრომედა, მაგელანის დიდი ნისლეული, მორევის გალაქტიკა და სომბრეროს გალაქტიკა. ასტრონომები რამდენიმე გარკვეულ კატალოგზე მუშაობენ: მესიეს კატალოგი, NGC (ახალი საერთო კატალოგი - New General Catalogue), IC (ინდექსკატალოგი - Index Catalogue), CGCG (გალაქტიკებისა და გალაქტიკების გროვების კატალოგი - Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies), MCG (გალაქტიკების მორფოლოგიური კატალოგი - Morphological Catalogue of Galaxies) და UGC (უფსალას გალაქტიკების საერთო კატალოგი). ყველა კარგად ნაცნობი გალაქტიკა ერთ ან მეტ კატალოგში ჩნდება, ოღონდ სხვადასხვა სახელებით. მაგალითად, „მესიე 109“ სპირალური სისტემაა, რომელსაც ნომერი 109 აქვს მესიეს კატალოგში. ასევე აქვს სხვა კოდებიც: NCG3992, UGC6937, CGCG 269-023, MCG +09-20-044 და PGC 37617.

შორეული გალაქტიკა აბელ 2744, რომელიც გადაღებულია ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპით.[16]

მეცნიერებაში ყველაზე სწავლებად ობიექტებზე სახელების დარქმევა აუცილებელია, ყველაზე პატარებზეც კი. ბელგიელმა ასტროფიზიკოსმა ჯერარდ ბოდიფემ და კლასიკოსმა მიშელ ბერგერმა შექმნეს ახალი კატალოგი (CNG - Catalogue of Named Galaxies - სახელდარქმეული გალაქტიკების კატალოგი),[17] რომელშიც კარგად ცნობილი ათასობით გალაქტიკა ლათინურადაა მოცემული მრავალმნიშვნელოვანი, თვალსაჩინო სახელებით[18] ბინომიალურ ნომენკლატურასთან შეთანხმებით, რომელიც გამოიყენება სხვა მეცნიერებებში, როგორებიცაა ბიოლოგია, ანატომია, პალეონტოლოგია და ასტრონომიის სხვადასხვა დარგი, მაგალითად მარსის გეოგრაფია. ამის გაკეთების ერთ-ერთი არგუმენტი ისაა, რომ ეს მიმზიდველი ობიექტები უფრო მეტს იმსახურებს, ვიდრე რთულ და მოსაწყენ კოდებს. მაგალითად, ბოდიფემ და ბერგერმა არაფორმალური, თვალსაჩინო სახელი „Callimorphus Ursae Majoris“ დახურული გალაქტიკა „მესიე 109-ის“ აღსანიშნად, რომელიც დიდი დათვის (Ursa Major) თანავარსკვლავედში მდებარეობს.

დაკვირვებათა ისტორია[რედაქტირება]

იმის გააზრება, რომ გალაქტიკაში ვცხოვრობთ და, ფაქტობრივად, რომ კიდევ მრავალი სხვა გალაქტიკაა სამყაროში, პარალელს ავლებს აღმოჩენებზე, რომლებიც „ირმის ნახტომსა“ და ღამის ცაზე არსებულ სხვა ნისლეულებზე გაკეთდა.

ირმის ნახტომი[რედაქტირება]

Searchtool-80%.png მთავარი სტატია : ირმის ნახტომი.
ირმის ნახტომის გალაქტიკის ცენტრი

ბერძენმა ფილოსოფოსმა დემოკრიტემ (ძვ.წ. 450-370) ივარაუდა, რომ ღამის ცაზე არსებული კაშკაშა რკალი, რომელსაც „რძიანი გზა“ ეწოდება, შეიძლება შორეულ ვარსკვლავებს შეიცავდეს.[19] თუმცა, არისტოტელეს (ძვ.წ. 384-322) სჯეროდა, რომ „რძიანი გზის“ გამომწვევი მიზეზი იყო „ზოგიერთი ვარსკვლავის ცეცხლოვანი ღრმად ამოსუნთქვის აალება, რომლებიც უზარმაზარი, ურიცხვი და ერთმანეთთან ახლოს მყოფი იყო“ და რომ “აალება ატმოსფეროს ზედა ნაწილში ხდება - მსოფლიოს რეგიონში, რომელიც უწყვეტია ზეციური მოძრაობებით“.[20] ნეოპლატონისტ ფილოსოფოსი ოლიმპიოდორ უმცროსი (495-570 ახ.წ.) მეცნიერულად კრიტიკულად უყურებდა ამ შეხედულებას. მისი თქმით, თუ „რძიანი გზა“ სუბლუნარული (მთვარესა და დედამიწას შორის მოთავსებული) იყო, მაშინ ის უნდა გამოჩენულიყო განსხვავებულად სხვადასხვა დროსა და ადგილიდან, და მას უნდა ჰქონოდა პარალაქსი, რომელიც სინამდვილეში არ აქვს. მისი შეხედულებით, „რძიანი გზა“ ღვთაებრივი იყო. ეს მოსაზრება მოგვიანებით ისლამურ სამყაროში ძალზე გავლენიანი გახდა.[21]

მოჰანი მოჰამედის თანახმად, არაბმა ასტრონომმა ალჰაზენმა (965-1037) პირველად სცადა, დაკვირვებოდა და გაეზომა „რძიანი გზის“ პარალაქსი[23] და მან, აქედან გამომდინარე, „დაასკვნა, რომ რადგანაც „რძიან გზას“ არ აქვს პარალაქსი, ის ძალიან შორს იყო დედამიწიდან და არ ეკუთვნოდა ატმოსფეროს“.[24] სპარსელმა ასტონომმა ალ-ბირუნიმ (973-1048) ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომის“ გალაქტიკა იყო “ბუნდოვანი ვარსკვლავების უთვალავი ბუნების ფრაგმენტის გროვა“.[25][26] ანდალუზიელმა ასტრონომმა იბნ ბაჯაჰმა კი ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომი“ შედგებოდა მრავალი ვარსკვლავისგან, რომლებიც თითქმის ერთმანეთს ეხება და უწყვეტ სურათად ჩანს სუბლუნარული მატერიისგან[20][27] გამოწვეული გარდატეხის ეფექტის გამო. თავისი დაკვირვების დასამოწმებლად კი მტკიცებულებად მოიყვანა იუპიტერისა და მარსის შეერთება ღამის ცაზე. ეს ხდება მაშინ, როცა ეს ობიექტები ერთმანეთთან ახლოსაა.[20] XIV საუკუნეში სირიაში დაბადებულმა იბნ ქაიიმ ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომი“ იყო „პაწაწინა ვარსკვლავების უთვალავი რაოდენობა, რომელიც თავმოყრილია ერთად უძრავი ვარსკვლავების სფეროში“.[28]

.„ირმის ნახტომის ფორმა, რომელიც უილიამ ჰერშელმა დაასკვნა ვარსკვლავების დათვლით 1785 წელს; მზის სისტემა ცენტრთან ახლოს იყო.

ის ფაქტი, რომ „ირმის ნახტომი“ უამრავ ვარსკვლავს შეიცავს, გალილეო გალილეიმ დაამტკიცა 1610 წელს, როცა მან გამოიყენა ტელესკოპი ჩვენი გალაქტიკის შესასწავლად და აღმოაჩინა, რომ მასში ურიცხვი რაოდენობის მკრთალი ვარსკვლავი შედის.[29][30] ინგლისელმა ასტრონომმა თომას რაითმა 1750 წელს თავის გამოცემაში, სახელად „სამყაროს თავდაპირველი თეორია ან ახალი ჰიპოთეზა“, ივარაუდა (სწორად), რომ გალაქტიკა შეიძლება ყოფილიყო უამრავი ვარსკვლავის, რომლებიც ერთმანეთთან გრავიტაციულადაა დაკავშირებული, მბრუნავი სხეული, მზის სისტემის მონათესავე, ოღონდ ბევრად დიდ მასშტაბებზე. წარმოქმნილი ვარსკვლავების დისკოს დანახვა ჩვენი გადმოსახედიდან (დისკოს შიგნით) შესაძლებელია, როგორც ზონარი ცაზე.[31][32] 1755 წელს ტრაქტატში იმანუელ კანტმა გულმოდგინედ დაამუშავა რაითის იდეა „ირმის ნახტომის“ სტრუქტურის შესახებ.[33]

„ირმის ნახტომის“ ფორმისა და მასში ჩვენი მზის ადგილმდებარეობის განსაზღვრა პირველად უილიამ ჰერშელმა სცადა 1785 წელს. მან დიდი სიზუსტითა და სიფრთილით დათვალა ვარსკვლავების რაოდენობა ცის სხვადასხვა რეგიონში. მან შექმნა გალაქტიკის ფორმის დიაგრამა, სადაც მზის სისტემა ცენტრთან ახლოს იყო..[34][35] დახვეწილი მიდგომით აკობ კაპტეინმა 1920 წელს მიიღო სურათი პატარა (დიამეტრი 15 კილოპარსეკი) ელიფსოიდური გალაქტიკისა, სადაც მზე ცენტრთან ახლოს იყო. განსხვავებული მეთოდი ჰარლოუ შაპლიმ გამოიყენა, რომელიც დაფუძნებული იყო სფერული გროვების დაკატალოგებაზე. ამან კი რადიკალურად განსხვავებული სურათი მიაღებინა: ბრტყელი დისკო დიამეტრით 70 კილოპარსეკი და მზე ცენტრიდან ძალიან შორს.[32] ორივე ანალიზი შეცდა იმაში, რომ უგულებელყვეს სინათლის შთანთქმა ვარსკვლავთშორისი მტვრის მიერ, რომელიც გალაქტიკურ სიბრტყეზე მდებარეობს, მაგრამ მას შემდეგ, რაც რობერტ იულიუს ტრამპლერმა გაზომა ეს ეფექტი 1930 წელს ღია გროვების შესწავლით, „ირმის ნახტომის“ თანამედროვე სურათი მივიღეთ.[36]

სხვა ნისლეულებისგან გარჩევა[რედაქტირება]

მეათე საუკუნეში სპარსელმა ასტრონომი ალ-სუფიმ ანდრომედას გალაქტიკის ყველაზე ადრეული კვლევები ჩაატარა და იგი აღწერა, როგორც „პატარა ღრუბელი“.[37] ალ-სუფიმ, რომელმაც კვლევები თავის „უძრავი ვარსკვლავების წიგნში“ გამოაქვეყნა, ასევე, აღმოაჩინა მაგელანის დიდი ნისლეული, რომელიც ხილულია იემენიდან, თუმცა არა ისპაჰანიდან. მაგელანის დიდი ნისლეული ევროპელებმა XVI საუკუნეში მაგელანის ვოიაჟამდე ვერ დაინახეს.[38][39] საიმონ მარიუსმა ანდრომედას გალაქტიკა ხელახლა აღმოაჩინა დამოუკიდებლად 1612 წელს.[37] ესენი მხოლოდ ის გალაქტიკებია, რომლებიც ადვილად შესამჩნევია შეუიარაღებელი თვალით, ამიტომ ისინი დედამიწიდან შესწავლილი პირველი გალაქტიკები იყო. თომას რაითმა 1750 წელს თავის პუბლიკაციაში, სახელად „სამყაროს თავდაპირველი თეორია ან ახალი ჰიპოთეზა“, ივარაუდა (სწორად), რომ „რძიანი გზა“ იყო ვარსკვალვების გაბრტყელებული დისკო და რომ ზოგიერთი ნისლეული, რომელიც ღამის ცაზე ჩანს, შეიძლება განცალკევებული „რძიანი გზები“ იყოს.[32][40] 1755 წელს იმანუელ კანტმა გამოიყენა ტერმინი „კუნძულისებრი სამყარო“ ამ შორეული ნისლეულების აღსაწერად.

„უზარმაზარი ანდრომედას ნისლეულის“ სურათი 1899 წელს გადაღებული. შემდგომში ეს ანდრომედას გალაქტიკა გახდა.

XVIII საუკუნის დასასრულს ჩარლზ მესიემ შეადგინა კატალოგი, რომელიც 109 ყველაზე კაშკაშა ნისლეულს (ციური სხეულები ღრუბლისებრი გარეგნობით) შეიცავდა, მის შემდეგ კი უფრო დიდი კატალოგი, რომელიც 5000 ნისლეულს შეიცავდა, უილიამ ჰერშელმა შექმნა.[32] 1845 წელს ლორდ როზემ ააგო ახალი ტელესკოპი, რამაც საშუალება მისცა, გაერჩია ელიფსური და სპირალური ნისლეულები. მან, ასევე, შეძლო ამ ნისლეულოებში ცალკეული წერტილოვანი რეგიონების დადგენა, რითაც გაამყარა კანტისეული ვარაუდი.[41]

1912 წელს ვესტო სლიფერმა ყველაზე კაშკაშა სპირალური ნისლეულების სპექტროგრაფიული კვლევები ჩაატარა, რათა განესაზღვრა, იყო თუ არა ისინი შედგენილი იმ ქიმიური ელემენტებით, რაც მოსალოდნელი იყო პლანეტარულ სისტემაში. თუმცა, სლიფერმა აღმოაჩინა, რომ სპირალურ ნისლეულებს მაღალი წითელი წანაცვლება ჰქონდა, რაც იმაზე მიუთითებდა, რომ ნისლეულები იმ სიჩქარეზე სწრაფად მოძრაობდა, ვიდრე „ირმის ნახტომის“ გრავიტაციისგან თავის დასაღწევადაა საჭირო (კოსმოსური სიჩქარე; მაგალითად, დედამიწის გრავიტაციული ველისგან თავის დასაღწევად საჭიროა 8 კმ/წმ, ხოლო შავი ხვრელიდან - სინათლის სიჩქარეც კი არაა საკმარისი). აქედან გამომდინარე, ეს ნისლეულები „ირმის ნახტომთან“ გრავიტაციულად არ იყო დაკავშირებული და შეუძლებელი იყო, გალაქტიკის ნაწილი ყოფილიყო.[42][43]

1845 წელს ლორდ როზეს მიერ გაკეთებული „მესიე 51-ის“ მონახაზი. მას შემდეგ „მორევის გალაქტიკა“ ეწოდა.

1917 წელს ჰებერ კარტისმა ზეახალი S Andromedae დააფიქსირა „უზარმაზარ ანდრომედას ნისლეულში“. ფოტოგრაფიული ჩანაწერების თვალიერებისას მან კიდევ 11 ზეახალი იპოვა. კარტისმა შენიშნა, რომ ეს ზეახლები, საშუალოდ, 10 ვარსკვლავიერი სიდიდით მკრთალი იყო, ვიდრე ისინი, რომლებიც ჩვენ გალაქტიკაში ხდებოდა. შედეგად, მან წამოაყენა ვარაუდი, რომ მანძილი 150 000 პარსეკი იყო. ის გახდა ე.წ. „კუნძულისებრი სამყაროების“ დამცველი, რომლის მიხედვითაც სპირალური გალაქტიკები სინამდვილეში დამოუკიდებელი გალაქტიკებია.[44]

1920 წელს ე.წ. „დიდი დებატები“ გაიმართა ჰარლოუ შაპლისა და ჰებერ კარტისს შორის „ირმის ნახტომის“, სპირალური ნისლეულებისა და სამყაროს განზომილებების ბუნების შესახებ. თავისი განცხადების მხარდასაჭერად, რომ „უზარმაზარი ანდრომედას ნისლეული“ გარეშე გალაქტიკა იყო, კარტისმა აღნიშნა, რომ ბნელი ბილიკების გარეგნობა „ირმის ნახტომში“ არსებულ მტვრის ღრუბლებს წააგავს, ასევე შესამჩნევი დოპლერის წანაცვლება. [45]

საკითხი საბოლოოდ 1920-იან წლებში გადაწყდა. 1922 წელს ესტონელმა ასტრონომმა ერნესტ იოპიკმა მანძილის გაზომვის ახალი მეთოდი შემოიტანა, რითაც მხარი დაუჭირა თეორიას, რომ ანდრომედას ნისლეული სინამდვილეში შორეული გალაქტიკა იყო.[46] უილსონის მთაზე არსებული 100 ინჩიანი (250 სმ.) ტელესკოპით ედუინ ჰაბლმა შეძლო, დაენახა ზოგიერთი სპირალური ნისლეულის გარე ნაწილები, როგორც ცალკეული ვარსკვლავების შეჯგუფება და, ასევე, აღმოაჩინა რამდენიმე ცვალებადი ცეფეიდი, აქედან გამომდინარე, ამან საშუალება მისცა მას, მანძილი განესაზღვრა ნისლეულებამდე: ისინი ზედმეტად შორს იყო იმისათვის, რომ „ირმის ნახტომის“ ნაწილი ყოფილიყო.[47] 1936 წელს ჰაბლმა შექმნა გალაქტიკების კლასიფიკაციის სისტემა, რომელიც დღესაც გამოიყენება. მას ჰაბლის მიმდევრობა ეწოდება..[48]

თანამედროვე კვლევა[რედაქტირება]

ტიპური სპირალური გალაქტიკის ბრუნვითი სიმრუდე: ნაწინასწარმეტყველებია ხილულ მატერიასა (A) და დაკვირვებულზე (B) დაფუძნებით. მანძილი არის გალაქტიკის ბირთვიდან.

1944 წელს ჰენდრიკ ვან დე ჰულსტმა იწინასწარმეტყველა მიკროტალღური გამოსხივება 21 სმ-ის სიგრძის ტალღაში, რომელიც მიიღება ვარსკვლავთსორისი ატომური წყალბადის გაზისგან.[49] ეს გამოსხივება 1951 იქნა შესწავლილი. გამოსხივებამ უზრუნველყო „ირმის ნახტომის“ გაუმჯობესებული შესწავლა, რადგანაც მასზე მტვრის შთანთქმა არ ახდენს გავლენას და მისი დოპლერის წანაცვლების გამოყენება შესაძლებელია გალაქტიკაში არსებული გაზის მოძრაობის ტრაექტორიის განსაზღვრა. ამ დაკვირვებებმა გალაქტიკის ცენტრში მბრუნავი ბარის სტრუქტურის პოსტულაცია წარმოქმნა.[50] გაუმჯობესებული რადიოტელესკოპებით წყალბადის გაზის კვალის დაფიქსირება სხვა გალაქტიკებშიცაა შესაძლებელი.

მეორე ყველაზე შორეული გალაქტიკა: UDFy-38135539

1970-იანებში გალაქტიკებში არსებულ გაზის ბრუნვითი სიჩქარის კვლევაში, რომელიც ვერა რუბინს ეკუთვნოდა, აღმოჩნა, რომ მთლიანი ხილული მასა (ვარსკვლავებიდან და გაზებიდან) ზუსტად არ ემთხვევა მბრუნავი გაზის სიჩქარეს. გალაქტიკის მოძრაობის ეს პრობლემა იხსნება დიდი რაოდენობით უხილავი ბნელი მატერიის არსებობით.[51][52]

1990-იანების დასაწყისში ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა გაუმჯობესებული დაკვირვებები დაიწყო. სხვა მრავალთა შორის, მან დაამტკიცა, რომ ჩვენს გალაქტიკაში დაკარგული ბნელი მატერია (არსებითად) შეუძლებელი იქნებოდა, რომ მკრთალ და პატარა ზომის ვარსკვლავებში ყოფილიყო.[53] ჰაბლის ღრმა ხედმა - ცის შედარებით ცარიელი ნაწილის უკიდურესად დიდი დაყოვნებით მიღებული ფოტო - უზრუნველყო მტკიცებულება, რომ 125 მილიარდზე მეტი გალაქტიკა არსებობს სამყაროში.[54] გაუმჯობესებულმა ტექნოლოგიამ, რომელიც ადამიანის თვალისთვის უხილავ სპექტრში ხედავს (რადიოტელესკოპები, ინფრაწითელი კამერები და რენტგენის ტელესკოპები), მეცნიერებს საშუალება მისცა, აღმოეჩინათ ის გალაქტიკები, რომელთაც ჰაბლი ვერ ამჩნევდა. გალაქტიკურმა დაკვირვებებმა მრავალი ახალი გალაქტიკა აღმოაჩინა „გაუქმების ზონაში“ - ცის რეგიონი, რომელიც „ირმის ნახტომის“ მიერაა დაბლოკილი.[55]

ტიპები და მორფოლოგია[რედაქტირება]

გალაქტიკათა ტიპები ჰაბლის კლასიფიკაციის სქემის მიხედვით. E ნიშნავს ელიფსური ტიპის გალაქტიკას; S სპირალია; SB დახურული სპირალური გალაქტიკაა. [56]

არსებობს გალაქტიკათა სამი ძირითადი ტიპი: ელიფსური, სპირალური და არაწესიერი. გალაქტიკათა ტიპების ოდნავ უფრო ფართო აღწერა, რომელიც დაფუძნებულია მათ გარეგნობაზე, „ჰაბლის მიმდევრობით“ არის მოცემული. რადგანაც „ჰაბლის მიმდევრობა“ მთლიანად დაფუძნებულია ვიზუალურ მორფოლოგიურ ტიპზე, ის არ ითვალისწინებს გალაქტიკათა გაკრვეულ მნიშვნელოვან მახასიათებლებს, როგორიცაა ვარსკვლავთწარმოქმნის ტემპი (მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკებში) და აქტიურობა ბირთვში (აქტიურ გალაქტიკებში).[7]

ელიფსური[რედაქტირება]

ჰაბლის კლასიფიკაციის სისტემა ელიფსურ გალაქტიკებს მათ ელიფსურობაზე დაფუძნებით აფასებს: დაწყებული EO-თი, რომელიც თითქმის სფერულია, და დამთავრებული E7-ით, რომელიც ძალიან წაგრძელებულია. ამ გალაქტიკებს ელიფსოიდური მოხაზულობა აქვს, რის გამოც მათი გარეგობა ელიფსურია, ხედვის კუთხის მიუხედავად. მათი გარეგნობა მცირე სტრუქტურას გვიჩვენებს და მათ ჩვეულებისამებრ შედარებით მცირე ვარსკვლავთშორისი მატერია აქვს. ამ გალაქტიკებს, ასევე, აქვს ღია გროვების მცირე ნაწილი და ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნის შემცირებული ტემპი. სამაგიეროდ ასეთი ტიპის გალაქტიკებში დომინანტობს ხნიერი, უფრო განვითარებული ვარსკვლავები, რომლებიც გრავიტაციის საერთო ცენტრის გარშემო მოძრაობს შემთხვევითი მიმართულებებით. ეს ვარსკვლავები მძიმე ელემენტებს მცირე რაოდენობით შეიცავს, რადგან ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესები წყდება თავდაპირველი ანთებისას. ამ თვალსაზრისით მათ რაღაც მსგავსება აქვს ბევრად პატარა სფერულ გროვებთან.[57]

უდიდესი გალაქტიკები გიგანტური ელიფსურებია. თანამედროვე წარმოდგენით, მრავალი ელიფსური გალაქტიკა წარმოიქმნება გალაქტიკების ურთიერთქმედებით, რის შედეგადაც ხდება შეჯახება და შერწყმა. მათ უზარმაზარ ზომამადე შეუძლიათ გაზრდა (მაგალითად, სპირალურ გალაქტიკებთან შედარებით) და გიგანტური გალაქტიკები ხშირად უზარმაზარი გალაქტიკათა გროვების ბირთვთან დაიმზირება.[58] მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკები ასეთი გალაქტიკური შეჯახების შედეგია, რომელიც შედეგად იძლევა ელიფსური გალაქტიკის ფორმირებას.[57]

სპირალური[რედაქტირება]

მორევის გალაქტიკა (მარცხნივ) - ღია სპირალური გალაქტიკის ნათელი მაგალითი.

სპირალური არის ის გალაქტიკა, რომლის ხილული ვარსკვლავები სპირალურად ეხვევა ტრიალას ფორმით. მიუხედავად იმისა, რომ ასეთ გალაქტიკებში მოთავსებული ვარსკვლავები და სხვა ხილული მატერია ძირითადად სიბრტყეზე მდებარეობს, სპირალური გალაქტიკის მასის უმეტესობა ბნელი მატერიის სფერულ ჰალოზე მოდის, რომელიც ხილული ნაწილის გაღმა იშლება.[59]

სპირალური გალაქტიკები მოიცავს ვარსკვლავების მბრუნავ დისკოსა და ვარსკვლავთშორის სივრცეს, უმეტესად ხნიერი ვარსკვლავების ცენტრალური ბალჯით (ამოზნექილობა). ბალჯიდან გარეთ მიმართული მკლავები შედარებით კაშკაშაა. ჰაბლის კლასიფიკაციის სქემაში სპირალური გალაქტიკები დაჯგუფებულია S ტიპად, რომელსაც ასო (a, b ან c) მოსდევს. ეს კი მიუთითებს სპირალური მკლავების სიმჭიდროვესა და ცენტრალური ბალჯის ზომაზე. Sa ტიპის გალაქტიკას მჭიდრო „ჭრილობა“ აქვს, უხეიროდ გამოკვეთილი მკლავები და შედარებით დიდი ბირთვის რეგიონს ფლობს. მეორე უკიდურესობაა Sc გალაქტიკა, რომელსაც აქვს ღია, კარგად გამოკვეთილი მკლავები და პატარა ბირთვის რეგიონი.[60] უხეიროდ გამოკვეთილი მკლავების მქონე გალაქტიკას ზოგჯერ „ფლოკულენტულ სპირალურ გალაქტიკას“ უწოდებენ.[61]

ზოგი სპირალური გალაქტიკა სქელი და ბალჯიანია, ხოლო ზოგი კი ბრტყელი დისკოა, რადგან ასეთი ობიექტები ძალიან სწრაფად ბრუნავს.[62]

NGC 1300 - დახურული სპირალური გალაქტიკის ნათელი მაგალითი.

სპირალურ გალაქტიკებში სპირალურ მკლავებს მიახლოებითი ლოგარითმული სპირალების ფორმა აქვს - ფორმა, რომლის თეორიულად ჩვენება შეიძლება ვარსკვლავების ერთფეროვნად მბრუნავი მასის აგზნებით. ვარსკვლავების მსგავსად სპირალური მკლავებიც ცენტრის გარშემო ბრუნავს, მაგრამ ისინი მუდმივი კუთხური სიჩქარით ბრუნავს. მეცნიერთა ვარაუდით, სპირალური მკლავები მაღალი სიმკვრივის მატერიის ადგილია, ამას კი ზოგჯერ „სიმკვრივის ტალღებს“ უწოდებენ.[63] რადგანაც ვარსკვლავები მკლავის გავლით მოძრაობს, თითოეული ვარსკვლავური სისტემის სიჩქარე მაღალი სიმკვრივის რეგიონის გრავიტაციული ძალის გავლენით იცვლება (სიჩქარე ჩვეულებრივ მაშინ უბრუნდება, როცა ვარსკვლავები მკლავის სხვა მხარეს გადავა). ეს ეფექტი ჰგავს მოძრაობის შენელების „ტალღას“ მოძრავი მანქანებით სავსე გზატკეცილზე. ეს მკლავები ხილულია, რადგან მაღალი სიმკვრივე ვარსკლავთწარმომქმნელ პროცესებს აადვილებს და, აქედან გამომდინარე, ასეთ რეგიონებში უამრავი კაშკაშა და ახალგაზრდა ვარსკვლავია.[64]

ჩვენი „ირმის ნახტომის“ გალაქტიკის ჩათვლით, სპირალური გალაქტიკების უმეტესობას სწორხაზოვანი, ვარსკვლავების ძელაკის ფორმის ჯგუფი აქვს, რომელიც იჭიმება ბირთვის ორივე მხრიდან გარეთკენ, შემდეგ ერწყმება სპირალური მკლავის სტრუქტურას.[65] ჰაბლის კლასიფიკაციის სქემაში ასეთები აღნიშნულია SB-თი, რომელსაც ასოები (a, b ან c) მოსდევს. ეს კი მიუთითებს სპირალური მკლავების ფორმაზე (იმავე წესით, როგორც ნორმალური სპირალური გალაქტიკების კატეგორიებად დაყოფისას). ნავარაუდევია, რომ გალაქტიკის ბარი დროებითი სტრუქტურაა, რომლის გამომწვევი მიზეზი „სიმკვრივის ტალღის“ ბირთვიდან გარეთკენ გამოსხივებაა ან სულაც სხვა გალაქტიკასთან გრავიტაციული ურთიერთქმედება.[66] დახურული სპირალური გალაქტიკები აქტიურია, სავარაუდოდ იმიტომ, რომ გაზი ჩაედინება ბირთვში მკლავების გასწვრივ.[67]

ჩვენი გალაქტიკა „ირმის ნახტომი“ არის დიდი დისკოს ფორმის დახურული სპირალური გალაქტიკა,[68] რომლის დიამეტრი 30 კილოპარსეკია, ხოლო სისქე - 1 კილოპარსეკი. ის შეიცავს, დაახლოებით, 200 მილიარდ (2×1011)[69] ვარსკვლავს და მისი მასა 600 მილიარდი (6×1011) მზის მასის ტოლია.[70]

სხვა მორფოლოგიები[რედაქტირება]

უჩვეულო გალაქტიკები არის გალაქტიკური წარმონაქმნები, რომლებიც უცნაურ ნიშან-თვისებებს ივითარებენ სხვა გალაქტიკებთან გრავიტაციული ურთიერქმედების გამო. ამის მაგალითი არის რგოლისებრი გალაქტიკა, რომელსაც აქვს ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავთშორისი სივრცის რგოლისებრი სტრუქტურა, რომელიც გარს აკრავს მოშიშვლებულ ბირთვს. მეცნიერთა ვარაუდით, რგოლისებრი გალაქტიკა მაშინ წარმოიქმნება, როცა შედარებით პატარა გალაქტიკა სპირალური გალაქტიკის ბირთვისკენ ჩაივლის.[71] ასეთმა მოვლენამ შესაძლოა ანდრომედას გალაქტიკაზე მოახდინა გავლენა, რადგან მას ინფრაწითელ დიაპაზონში მრავალრგოლიანი სტრუქტურის მსგავსი ფორმა აქვს.[72]

ლინზისებრი გალაქტიკა შუალედური ფორმაა, რომელსაც ელიფსურისა და სპირალური გალაქტიკების თვისებები აქვს. ჰაბლის კლასიფიკაციით, ასეთი ობიექტების ტიპი არის S0 და მათ არასრულყოფილად გამოკვეთილი მკლავები აქვს ვარსკვლავების ელიფსური ჰალოთი (დახურულმა ლინზისებრმა გალაქტიკებმა ჰაბლის კლასიფიკაციით SB0 ტიპი მიიღო).[73]

ზემოთ ხსენებული კლასიფიკაციების დამატებით, არსებობს გალაქტიკების გარკვეული რაოდენობა, რომლის ადვილად კლასიფიცირება ელიფსურად ან სპირალურად შეუძლებელია. ასეთი ტიპის ობიექტებს არაწესიერი გალაქტიკები ეწოდება. Irr-I ტიპის გალაქტიკას რაღაც სტრუქტურა გააჩნია, მაგრამ სუფთად არ ეწყობა ჰაბლის კლასიფიკაციის სქემას. Irr-II ტიპის გალაქტიკას არანაირი არ გააჩნია სტრუქტურა, რომელიც ჰაბლის კლასიფიკაციას ჰგავს, და შეიძლება დანგრეულიც იყოს.[74] არაწესიერი (ჯუჯა) გალაქტიკების უახლოესი მაგალითებია მაგელანის ნისლეულები (იხ. მაგელანის დიდი ნისლეული)

ჯუჯა[რედაქტირება]

მიუხედავად იმისა, რომ უზარმაზარი ელიფსური და სპირალური გალაქტიკები მნიშვნელოვანია, გალაქტიკათა უმეტესობა სამყაროში ჯუჯაა. ეს გალაქტიკები შედარებით პატარა ზომისაა სხვა დიდ გალაქტიკურ წარმონაქმნებთან შედარებით - „ირმის ნახტომის“ დაახლოებით 1/100, რომელიც რამდენიმე მილიარდ ვარსკვლავს შეიცავს. ულტრაკომპაქტური ჯუჯა გალაქტიკები ახლახანს აღმოაჩინეს, რომელთა დიამეტრი სულ რაღაც 100 პარსეკია.[75]

უამრავი ჯუჯა გალაქტიკა უფრო დიდი გალაქტიკის გარშემო ბრუნავს. „ირმის ნახტომს“ ასეთი თანამგზავრი, სულ ცოტა, 12 ცალი ჰყავს, ხოლო მეცნიერთა შეფასებით, 300-500 კიდევ აღმოსაჩენია.[76] ჯუჯა გალაქტიკების კლასიფიცირება შეიძლება ელიფსურებად, სპირალურებად ან არაწესიერებად. რადგანაც ჯუჯა ელიფსურ გალაქტიკებს მცირე მსგავსება აქვს დიდ ელიფსურ გალაქტიკებთან, მათ ხშირად მოიხსენიებენ, როგორც ჯუჯა სფეროიდული გალაქტიკები.

„ირმის ნახტომის“ 27 მეზობელზე ჩატარებული კვლევებით დადგინა, რომ ყველა ჯუჯა გალაქტიკაში ცენტრალური მასა 10 მილიონი მზის მასაა, მიუხედავად იმისა, შეიცავს თუ არა იგი ათასობით ან მილიონობით ვარსკვლავს. ამან კი წარმოშვა ვარაუდი, რომ გალაქტიკების წარმოქმნაში დიდი წვლილი ბნელ მატერიას მიუძღვის, და რომ მინიმალური ზომა მიუთითებს თბილი ბნელი მატერიის ფორმაზე, რომელსაც არ შეუძლია გრავიტაციული გაერთიანება უფრო მცირე მასშტაბებზე..[77]

უჩვეულო დინამიკა და აქტივობები[რედაქტირება]

ურთიერთქმედება[რედაქტირება]

ანტენების გალაქტიკები განიცდიან შეჯახებას, რომელიც საბოლოოდ მათ შთანთქმას გამოიწვევს

გალაქტიკებს შორის ურთიერქმედება შედარებით ხშირია და უდიდეს როლს თამაშობს მათ ევოლუციაში. გალაქტიკების ერთმანეთთან ახლოს ჩავლის (და აცდენის) შემთხვევები იწვევს მათ დეფორმაციასა და დამახინჯებას გრავიტაციული ურთიერთქმედებების გამო და გაზსა და მტვერს უცვლიან ერთმანეთს.[78][79] შეჯახებები ხდება მაშინ, როცა ორი გალაქტიკა ერთმანეთში გაივლის და აქვს საკმარისი ფარდობითი ინერცია, რომ არ შთანქონ ერთმანეთს. ამ ურთიერთქმედ გალაქტიკებში არსებული ვარსკვლავები ჩვეულებრივ შეჯახების გარეშე ჩაუვლის ერთმანეთს. თუმცა, გაზი და მტვერი ორ ფორმაში იურთერქმედებს. ეს კი გამოიწვევს ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების დაწყებას, რადგან ვარსკვლავთშორისი სივრცე გარღვეული და შეკუმშული ხდება. შეჯახებას ძალუძს საგრძნობლად დაამახინჯოს ერთი ან ორივე გალაქტიკა და წარმოქმნას ბარები, რგოლები ან კუდის მსგავსი სტრუქტურები.[78][79]

ურთიერთქმედების უკიდურესი ფორმა გალაქტიკური შთანთქმაა. ამ შემთხვევაში ორი გალაქტიკის ფარდობითი ინერცია არასაკმარისია იმისათვის, რომ გალაქტიკებმა ერთმანეთში უპრობლემოდ გაიარონ. ამის ნაცვლად ისინი თანდათანობით შთაინთქმებიან და ერთ, უფრო დიდ გალაქტიკას წარმოქმნიან. შთანთქმები შესამჩნევ ცვლილებას იწვევს მორფოლოგიაში თავდაპირველ გალაქტიკასთან შედარებით. იმ შემთხვევაში, თუ ერთი გალაქტიკა ბევრად მასიურია, ვიდრე მეორე, შედეგს კანიბალიზმი ეწოდება. ამ შემთხვევაში დიდი გალაქტიკა შთანთქმის შედეგად შედარებით დაუმახინჯებელი დარჩება, ხოლო მცირე გალაქტიკა ნაწილებად დაქუცმაცდება. „ირმის ნახტომი“ ამჟამად „მშვილდოსანის ჯუჯა ელიფსურ გალაქტიკას“ და „დიდი ქოფაკის ჯუჯა გალაქტიკას“ შთანთქავს, ანუ ამ გალაქტიკების კანიბალიზმის პროცესშია.[78][79]

ვარსკვლავთწარმოქმნა[რედაქტირება]

M82, მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკა, რომელშიც 10-ჯერ უფრო სწრაფად წარმოიქმნება ვარსკვლავები, ვიდრე „ჩვეულებრივ“ გალაქტიკაში.[80]

ვარსკვლავები წარმოიქმნება გალაქტიკებში არსებული ცივი გაზის რეზერვისგან, რომელიც გიგანტურ მოლეკულურ ღრუბლებში ფორმირდება. დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ ზოგიერთ გალაქტიკაში ვარსკვლავები განსაკუთრებული ტემპით ფორმირდება. ასეთ გალაქტიკებს მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკები ეწოდება. თუმცა, ასე თუ გააგრძელებენ, ისინი მოიხმარენ გაზის მთელ მარაგს უფრო მცირე დროში, ვიდრე გალაქტიკის სიცოცხლის ხანგრძლივობაა. აქედან გამომდინარე, ვარსკვლავთწარმომქმნელი აქტივობა ჩვეულებრივ 10 მილიონი წელიწადი გრძელდება - შედარებით მოკლე პერიოდი გალაქტიკის ისტორიაში.[81] მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკები უფრო გავრცელებული იყო სამყაროს ადრეულ ისტორიაში და ახლაც დიდი წვლილი შეაქვს (დაახ. 15%) ვარსკვლავების წარმოქმნის ტემპში.[82]

მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკები ხასიათდება გაზის მტვრიანი კონცენტრაციითა და ახლად წარმოქმნილი ვარსკვლავებს გარეგნობით, რომელიც მოიცავს მასიურ ვარსკვლავებს. ეს უკანასკნელნი კი იონიზაციას უკეთებს გარშემორტყმულ ღრუბელს და ქმნის H II რეგიონებს.[83] ეს მასიური ვარსკვლავები წარმოიქმნის ზეახალ ანთებებს, შედეგად კი წარმოქმნის გაფართოებად ნარჩენებს, რომლებიც ძლიერად ურთიერთქმედებს გარშემორტმულ გაზთან. ეს აფეთქებები იწვევს ვარსკვლავის წარმოქმნის ჯაჭვურ რეაქციებს, რომლებიც ვრცელდება მთელ გაზურ რეგიონში. როცა ხელმისაწვდოი გაზი თითქმის ამოიწურება ან განიბნევა, მხოლოდ მაშინ წყდება ვარსკვლავთწარმოქმნელი პროცესები.[81]

ვარსკვლავთწარმოქმნა ხშირად ახასიათებს შთანქმად ან ურთიერთქმედ გალაქტიკებს. ვარსკვლავთწარმომქმნელი ურთიერთქმედების ასეთი პროტოტიპული მაგალითია M82, რომელმაც ახლო შეჯახება გადაიტანა უფრო დიდ M81-თან. არაწესიერ გალაქტიკებში ხშირად შეინიშნება ვარსკვლავთწარმომქმნელი აქტივობების შუალედური კვანძები.[84]

აქტიური ბირთვი[რედაქტირება]

ელიფსური რადიოგალაქტიკა M87-დან გამოსხივებული ნაწილაკების ჭავლი.

ჩვენ მიერ დაკვირვებადი გალაქტიკების ნაწილი კლასიფიცირებულია, როგორც აქტიური. გალაქტიკის აქტიური ბირთვის სტანდარტული მოდელი დაფუძნებულია აკრეციულ დისკოზე, რომელიც ზემასიური შავი ხვრელის ირგვლივ წარმოიქმნება (ბირთვის რეგიონში). გალაქტიკის აქტიური ბირთვიდან გამოსხივება მიიღება მატერიის გრავიტაციული ენერგიით, როცა ის ეცემა დისკოდან შავ ხვრელში.[85] ასეთი ობიექტების 10%-ში ენერგეტიკული ჭავლების დიამეტრულად საწინააღმდეგო წყვილი გამოტყორცნის ნაწილაკებს ბირთვიდან სინათლის სიჩქარესთან მიახლოებული სიჩქარით. ამ ჭავლების წარმოქმნის მექანიზმი ჯერ კიდევ არ არის კარგად გაგებული.[86]

აქტიურ გალაქტიკებს, რომლებიც მაღალი ენერგიის რადიაციას ასხივებენ რენტგენის სახით, სეიფერტის გალაქტიკები ან კვაზარები ეწოდება, რომელიც დამოკიდებულია სიკაშკაშეზე. მიჩნეულია, რომ ბლაზარები არის აქტიური გალაქტიკები რელატივისტური ჭავლით, რომელიც დედამიწის მიმართულებითაა მომართული. რადიოგალაქტიკა რადიოსიხშირეებს ასხივებს რელატივისტური ჭავლებიდან. ასეთი ტიპის აქტიური გალაქტიკების ერთიანი მოდელი ხსნის მათ სხვაობას, რომელიც დაფუძლებულია დამკვირვებლის ხედვის კუთხეზე.[86]

გალაქტიკის აქტიურ ბირთვთან შეძლებისამებრ დაკავშირებული (ასევე ვარსკვლავთწარმოქმნის რეგიონები) არის დაბალი იონიზაციის ბირთვული ემისიური ხაზების რეგიონი (დიბეხრ-ები). გამოსხივებას დიბეხრ-ის ტიპის გალაქტიკებში მართავს სუსტად იონიზირებული ელემენტები.[87] უახლოესი გალაქტიკების დაახლოებით 1/3 კლასიფიცირებულია ისეთ კატეგორიებად, რომლებიც შეიცავს დიბერხ ბირთვს.[85][87][88]

წარმოქმნა და ევოლუცია[რედაქტირება]

გალაქტიკის წარმოქმნისა და ევოლუციის კვლევა ცდილობს, რომ უპასუხოს შეკითხვებს იმის შესახებ, თუ როგორ წარმოიქმნა გალაქტიკები და მათი ევოლუციური გზა სამყაროს ისტორიის მანძილზე. ამ სფეროში ზოგი თეორია ფართოდ აღიარებული გახდა, თუმცა ეს კვლავ აქტიური სფეროა ასტროფიზიკაში.

წარმოქმნა[რედაქტირება]

ადრეული სამყაროს მიმდინარე კოსმოლოგიური მოდელები დაფუძნებულია დიდი აფეთქების თეორიაზე. ამ მოვლენიდან დაახლოებით 300 000 წლის შემდეგ, წყალბადისა და ჰელიუმის ატომებმა წარმოქმნა დაიწყეს პროცესში, რომელსაც რეკომბინაცია (ხელახალი გაერთიანება) ეწოდება. თითქმის მთელი წყალბადი ნეიტრალური იყო (არაიონიზირებული) და ადვილად შთანთქავდა სინათლეს. ამ დროს კი ვარსკვლავები ჯერ არ იყო წარმოქმნილი. შედეგად ამ პერიოდს „ბნელი წლები“ დაერქვა. ამ თავდაპირველ მატერიაში სიმკვრივის ფლუქტუაციებიდან (ან ანიზტროპული არათანაბრობა) შედარებით დიდი სტრუქტურები გამოჩნდა. შედეგად ბარიონული მატერიის მასები კონდენსირდა ცივი ბნელი მატერიის ჰალოებში.[89][90] ეს თავდაპირველი სტრუქტურები საბოლოოდ გახდა ის გალაქტიკები, რომელთაც ჩვენ დღეს ვხედავთ.

200pxახალგაზრდა გალაქტიკის აკრეციული მატერია (მხატვრის წარმოსახვა).

გალაქტიკების ადრეული გამოჩენის მტკიცებულება 2006 წელს იპოვეს, როდესაც აღმოჩნდა, რომ გალაქტიკა IOK-1-ს უჩვეულოდ მაღალი წითელი წანაცვლება ჰქონდა - 6,96, რაც იმაზე მეტყველებს, რომ ის დიდი აფეთქებიდან სულ რაღაც 750 მილიონი წლის შემდეგ ჩამოყალიბდა და გახდა ყველაზე შორეული და თავდაპირველი გალაქტიკა, რაც კი ოდესმე უნახავთ.[91] მიუხედავად იმისა, რომ მეცნიერთა ნაწილი აცხადებს, სხვა ობიექტებს (როგორიცაა „Abell 1835 IR1916“) უფრო მაღალი წითელი წანაცვლება აქვს (აქედან გამომდინარე, სამყაროს ევოლუციის უფრო ადრეულ ეტაპზეა დანახული), IOK-1-ის ასაკი და შედგენილობა ბევრად საიმედოდაა დამტკიცებული. თუმცა, 2012 წლის დეკემბერში ასტრონომებმა განაცხადეს, რომ გალაქტიკა UDFj-39546284 ყველაზე შორეული გალაქტიკაა და წითელი წანაცვლების მაჩვენებელი 11,9-ია. გალაქტიკა, რომელიც, მეცნიერთა შეფასებით, დიდი აფეთქებიდან 380 მილიონი წლის[92] შემდეგ არსებობდა (ანუ 13,8 მილიარდი წლის წინ),[93] 13,42 მილიარდი სინათლის წლითაა დაშორებული. ასეთი ადრეული პროტოგალაქტიკის არსებობა მეტყველებს იმაზე, რომ ისინი უნდა გაზრდილიყვნენ ზომაში ე.წ. ბნელ წლებში.[89]

დეტალური პროცესი, რომლითაც ასეთი ადრეული გალაქტიკა წარმოიქმნა, მთავარი ამოცანაა ასტრონომიაში. თეორიები ორ კატეგორიად იყოფა: ზედა-ქვედა და ძირეული-ზედა. ზედა-ქვედა თეორიებში (როგორიცაა „ეგენ-ლინდენ-ბელ-სანდეჯის (ელს) მოდელი) პროტოგალაქტიკები წარმოიქმნა მასშტაბური ერთდროული კოლაფსით, რომელიც დაახლოებით 100 მილიონი წელიწადი გრძელდება.[94] ძირეულ-ზედა თეორიებში (როგორიცაა სირლ-ზინის (სზ) მოდელი) პატარა სტრუქტურები, როგორიცაა სფერული გროვები, თავდაპირველად წარმოიქმნება და შემდეგ ასეთი სხეულების გარკვეული რაოდენობა შეგროვდება და წარმოიქმნება უფრო დიდი ობიექტი - გალაქტიკა.[95]

როგორც კი პროტოგალაქტიკები წარმოქმნასა და შეკუმშვას დაიწყებს, მათში ჩნდება პირველი ჰალოს ვარსკვლავები (III პოპულაციის ვარსკვლავები). ისინი თითქმის მთლიანად წყალბადითა და ჰელიუმით იყო გაჯერებული და, შესაძლოა, მაისურიც. თუ ასეა, ეს უზარმაზარი ვარსკვლავები სწრაფად მოიხმარდა თავიანთ საწვავს და ზეახალი ვარსკვლავები გახდებოდა, რის შედეგადაც მძიმე ელემენტებს გამოტყორცნიდა ვარსკვლავთშორის სივრცეში.[96] ამ ვარსკვლავების პირველმა თაობამ ხელახალი იონიზაცია გაუკეთა გარშემორტყმულ ნეიტრალურ წყალბადს და სივრცის გაფართოებადი ბუშტები შექმნა, რომელშიც სინათლეს უკვე თავისუფლად შეეძლო გავლა.[97]

ევოლუცია[რედაქტირება]

გალაქტიკის წარმოქმნიდან მილიარდ წელიწადში მთავარი სტრუქტურები ჩნდება: სფერული გროვების, ცენტრალური ზემასიური შავი ხვრელისა და მეტალით ღარიბი II პოპულაციის ვარსკვლავების გალაქტიკური ბალჯი წარმოიქმნება. ზემასიური შავი ხვრელის წარმოქმნა უდიდეს როლს თამაშობს გალაქტიკების აქტიურად რეგულირებად ზრდაში.[98] ამ ადრეულ ეპოქაში გალაქტიკები განიცდიან ვარსკვლავთწარმოქმნელი პროცესების მთავარ ეტაპს.[99]

მომდევნო ორი მილიარდი წლის განმავლობაში მოგროვებული მატერია გალაქტიკურ დისკოში თავსდება.[100] გალაქტიკა მთელი თავისი სიცოცხლე გააგრძელებს მატერიის შთანთქმას მაღალი სიჩქარის მქონე ღრუბლებიდან და ჯუჯა გალაქტიკებიდან.[101] ეს მატერია უმეტესად წყალბადი და ჰელიუმია. ვარსკვლავების დაბადებისა და სიკვდილის ციკლი ნელი ტემპით ზრდის მძიმე ელემენტების რაოდენობას, რაც კი საბოლოოდ პლანეტების წარმოქმნას უწყობს ხელს.[102]

„ჰაბლის უკიდურესად ღრმა ხედის“ ზომა შედარებულია მთვარის ზომასთან - რამდენიმე ათასი გალაქტიკა, თითოში მილიარდობით ვარსკვლავი შედის, ამ პატარა ფოტოში ჩანს.
„ჰაბლის უკიდურესად ღრმა ხედი“ (2012) - თითოეული სინათლის ლაქა გალაქტიკაა. ზოგიერთი მათგანი 13,2 მილიარდი წლისაა.[103] მეცნიერთა შეფასებით, ხილული სამყარო 200 მილიარდ გალაქტიკას მოიცავს.
„ჰაბლის უკიდურესად ღრმა ფოტო“ გვიჩვენებს სრულად მომწიფებულ გალაქტიკებს წინა პლანზე - თითქმის მომწიფებული გალაქტიკები 5-9 მილიარდი წლის წინ - პროტოგალაქტიკები კაშკაშა ახალგაზრდა ვარსკვლავებით, 9 მილიარდი წლის წინ.

გალაქტიკების ევოლუციაზე დიდ გავლენას ურთიერთქმედებები და შეჯახებები ახდენს. გალაქტიკების შთანთქმა გავრცელებული იყო ადრეულ ეპოქაში და მათი უმეტესობა მორფოლოგიაში უცნაური იყო.[104] ვარსკვლავებს შორის ამ მანძილებში შეჯახებად გალაქტიკებში ვარსკვლავური სისტემების უმრავლესობა დაუზიანებელი დარჩება. თუმცა, გრავიტაციული გავლენა ვარსკვლავური გაზისა და მტვრისა, რომლებიც სპირალური მკლავების შედგენილობაშია, წარმოქმნის ვარსკვლავების გრძელ მატარებელს, რომელსაც მიქცევა-მოქცევის კუდები ეწოდება. ამ წარმონაქმნების მაგალითების ხილვა შესაძლებელია NGC 4676-ში[105] ან „ანტენების გალაქტიკებში“.[106]

ამ ურთიერთქმედების მაგალითია „ირმის ნახტომი“ და მეზობელი ანდრომედას გალაქტიკა, რომლებიც ერთმანეთის მიმართულებით მოძრაობს 130 კმ/წმ სიჩქარით და - დამოკიდებული ჰორიზონტალურ მოძრაობაზე - 5 ან 6 მილიარდ წელიწადში ერთმანეთს შეეჯახება. თუმცა, „ირმის ნახტომი“ არასოდეს შეჯახებია ანდრომედას სიდიდის გალაქტიკას, მაგრამ მტკიცებულებათა რიცხვი იმაზე, რომ ჩვენი გალაქტიკა ჯუჯა გალაქტიკებს წარსულში შეეჯახა, იზრდება.[107]

ასეთი მასშტაბური ურთიერთქმედებები იშვიათია. რაც დრო გადის, თანაბარი ზომის ორი სისტემის შთანთქმა უფრო ნაკლებად ხდება. კაშკაშა გალაქტიკათა უმეტესობა ფუნდამენტურად უცვლელი დარჩა უკანასკნელი რამდენიმე მილიარდი წლის მანძილზე და ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების ტემპმა პიკს დაახლოებით 10 მილიარდი წლის წინ მიაღწია.[108]

მომავალი[რედაქტირება]

ამჟამად ვარსკლავთწარმომქმნელი პროცესების უმეტესობა უფრო მცირე ზომის გალაქტიკებში ხდება, სადაც გრილი გაზი ძალიან არაა გამოლეული. სპირალური გალაქტიკები, „ირმის ნახტომის“ მსგავსად, ვარსკვლავების ახალ თაობას წარმოქმნიან მანამდე, სანამ აქვს ვარსკვლავთშორისი წყალბადის მკვრივი მოლეკულური ღრუბელი სპირალურ მკლავებში.[109] ელიფსური გალაქტიკები უკვე ძალიან განიცდიან ამ გაზის ნაკლებობას და, აქედან გამომდინარე, ახალი ვარსკვლავები ვერ წარმოიქმნება.[110] ვარსკვლავების წარმომქმნელი მატერიის მარაგი სასრულია: როგორც კი ვარსკვლავები წყალბადის არსებულ მარაგს გადააქცევს მძიმე ელემენტებად, ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნა შეწყდება.[111]

ვარსკვალვების წარმოქმნის მიმდინარე ეპოქა 100 მილიარდი წელი გაგრძელდება. შემდეგ კი „ვარსკვლავური ხანა“ საბოლოოდ დამთავრდება 10-დან 100 ტრილიონამდე წელიწადში (1013-1014 წელიწადი), რადგან ყველაზე პატარა, ხანგრძლივი ვარსკვალვები ჩვენს ასტროსფეროში, პაწაწინა წითელი ჯუჯები, კვდომას დაიწყებს. „ვარსკვლავური ხანის“ დასასრულს, გალაქტიკების შემადგენლობაში კომპაქტური ობიექტები შევა: ყავისფერი ჯუჯები, თეთრი ჯუჯები, რომლებიც გაგრილების პროცესშია ან ცივია („შავი ჯუჯები“), ნეიტრონული ვარსკვლავები და შავი ხვრელები. საბოლოოდ, გრავიტაციული შესუსტების შედეგად ყველა ვარსკვლავი ან ცენტრალურ ზემასიურ შავ ხვრელში შთაინთქმება, ან შეჯახებების შედეგად გალაქტიკათშორის სივრცეში გაიტყორცნება.[111][112]

უფრო დიდი სტრუქტურები[რედაქტირება]

ცის სიღრმისეულად დაკვირვებების მიხედვით, გალაქტიკები ხშირად სხვა გალაქტიკებთან შედარებით ახლო გაერთიანებებში ცხოვრობს. მარტოხელა გალაქტიკები,[113] რომელთაც ურთიერთქმედება არ ჰქონიათ სხვა გალაქტიკასთან გასული მილიარდობით წლების განმავლობაში, შედარებით იშვიათია. გამოკვლეულ გალაქტიკათა მხოლოდ 5%-ია ნამდვილად იზოლირებული. თუმცა, ამ იზოლირებულ წარმონაქმნებს შესაძლებელია წარსულში ურთიერთქმედება ჰქონდათ და შთაინთქმნენ კიდეც სხვა გალაქტიკებთან, და ისიც შესაძლებელია, რომ მათ ორბიტას პატარა, თანამგზავრული გალაქტიკები მართავდეს. იზოლირებულ გალაქტიკებს ვარსკვლავების წარმოქმნა უფრო მაღალი ტემპით შეუძლია, ვიდრე ჩვეულებრივს, რადგან მათში არსებულ გაზს სხვა გალაქტიკები არ იპარავს.[114]

უდიდეს მასშტაბებზე სამყარო განუწყვეტლივ ფართოვდება. ეს კი შედეგად ცალკეულ გალაქტიკებს შორის დაშორების საშუალო ზრდას იწვევს (იხ. ჰაბლის კანონი). გალაქტიკათა გაერთიანებებს ამ გაფართოების დაჯაბნა შეუძლია თავიანთი საერთო გრავიტაციული მიზიდულობის დახმარებით. ეს გაერთიანებები ადრეულ სამყაროში წარმოიქმნა, როცა ბნელი მატერიის გროვებმა თავიანთი შესაბამისი გალაქტიკები გააერთიანეს. უახლოესი ჯგუფები მოგვიანებით ერთმანეთს შეერწყა და წარმოიქმნა უფრო დიდი მასშტაბის გროვები. შთანთქმის ეს მოქმედი პროცესი (ისევე, როგორც ვარდნადი გაზის შენაკადი) ათბობს გროვაში არსებულ გალაქტიკათშორის გაზს ძალიან მაღალ ტემპერატურამდე, რომელიც 30-100 მეგაკელვინს აღწევს.[115] გროვაში არსებული მასის 70-80% ბნელი მატერიის ფორმითაა, ხოლო 10-30% ამ გამთბარ გაზს შეიცავს, მატერიის დანარჩენი რამდენიმე პროცენტი კი გალაქტიკის სახითაა.[116]

სეიფერტის სიქსტეტი კომპაქტური გალაქტიკური ჯგუფის მაგალითია

სამყაროში არსებულ გალაქტიკათა უმეტესობა გრავიტაციულად დაკავშირებულია გარკვეული რაოდენობის სხვა გალაქტიკებთან. ამის შედეგად წარმოიქმნება ფრაქტალის[117] მსგავსი ჯგუფური სტრუქტურები. ასეთი ტიპის ყველაზე პატარა გაერთიანებას ჯგუფი ეწოდება. გალაქტიკათა ჯგუფები გალაქტიკათგროვების ყველაზე გავრცელებული ტიპია და ეს წარმონაქმნები სამყაროში არსებულ გალაქტიკათა უმეტესობას შეიცავს (ისევე, როგორც ბარიონული მასის უმეტეს ნაწილს).[118][119] ამ ჯგუფთან გრავიტაციულად დაკავშირებული რომ დარჩეს, თითოეულ წევრ გალაქტიკას უნდა ჰქონდეს საკმარისად დაბალი სიჩქარე, რომ ვერ „გაიქცეს“. თუმცა, თუ არასაკმარისი კინეტიკური ენერგიაა, ჯგუფი შეიძლება განვითარდეს უფრო პატარა გალაქტიკებად შთანთქმების შედეგად.[120]

დიდ სტრუქტურებს, რომლებიც ათასობით გალაქტიკას შეიცავს იმ სივრცეში, რომელიც რამდენიმე მეგაპარსეკზეა გადაჭიმული, გროვები ეწოდება. გალაქტიკათგროვებს ხშირად ერთი გიგანტური ელიფსური გალაქტიკა აკონტროლებს, რომელსაც გროვის ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკა ეწოდება, რომელიც, დროთა განმავლობაში, გრავიტაციული ზემოქმედებით ანადგურებს მის თანამგზავრ გალაქტიკებს და მათ მასას თავისას ამატებს.[121]

ზეგროვები ათობით ათას გალაქტიკას შეიცავს, რომლებიც ნაპოვნია გროვებში, ჯგუფებსა და, ზოგჯერ, ცალკეულადაც. ზეგროვების მასშტაბზე, გალაქტიკები დალაგებულია ფენებად და ბოჭკოებად (ფილამენტებად), რომელთაც გარს აკრავს უკიდეგანო ცარიელი ვოიდები.[122] ამ მასშტაბს ზემოთ სამყარო ერთნაირია ყველა მიმართულებით (იზოტროპული და ერთგვაროვანი).[123]

„ირმის ნახტომი“ ადგილობრივი ჯგუფის წევრია - გალაქტიკათა შედარებით მცირე ჯგუფი, რომლის დიამეტრი, დაახლოებით, 1 მეგაპარსეკია. „ირმის ნახტომი“ და ანდრომედას გალაქტიკა ორი ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკაა ჯგუფში. სხვა მრავალი წევრი ჯუჯა გალაქტიკა ამ ორი გალაქტიკის კომპანიონია.[124] ადგილობრივი ჯგუფი, თავის მხრივ, ღრუბლის მსგავსი სტრუქტურის ნაწილია ქალწულის ზეგროვაში - გალაქტიკების ჯგუფებისა და გროვების დიდი, ფართოდ გადაჭიმული სტრუქტურა, რომლის ცენტრში ქალწულის გროვაა.[125] თავის მხრივ, ქალწულის ზეგროვა ნაწილია ვეშაპი-თევზების ზეგროვის კომპლექსისა - გიგანტური გალაქტიკური ფილამენტი.

დიაგრამა, რომელიც ნათლად ასახავს ჩვენს ადგილმდებარეობას ხილულ სამყაროში. ფოტო კარგად მეტყველებს სამყაროს ზომებზე.
დიაგრამა, რომელიც ნათლად ასახავს ჩვენს ადგილმდებარეობას ხილულ სამყაროში. ფოტო კარგად მეტყველებს სამყაროს ზომებზე.
გიგაგალაქტიკური „ზუმი“ - სხვადასხვა ობიექტების განხილვა და ზოგადი ინფორმაცია
გიგაგალაქტიკური „ზუმი“ - სხვადასხვა ობიექტების განხილვა და ზოგადი ინფორმაცია

დაკვირვება სხვადასხვა დიაპაზონებში[რედაქტირება]

ანდრომედას გალაქტიკის ეს ულტრაიისფერი ფოტო გვიჩვენებს ლურჯ რეგიონებს, რომლებიც ახალგაზრდა და მასიურ ვარსკვლავებს შეიცავს.

მას შემდეგ, რაც დამტკიცა, რომ „ირმის ნახტომის“ გარდა სხვა გალაქტიკებიც არსებობს, თავდაპირველი დაკვირვებები, ძირითადად, ხილული სინათლის გამოყენებით მიმდინარეობდა. უმეტესი ვარსკვლავის გამოსხივების პიკი ამ დიაპაზონშია, ამიტომ ვარსკვლავების შესწავლა, რომლებიც გალაქტიკებს წარმოქმნის, ოპტიკური ასტრონომიის მთავარი კომპონენტი გახდა. ის, ასევე, იმ სპექტრის ხელსაყრელი ნაწილი გახდა, რითაც იონიზირებული H II რეგიონის შესწავლა შეიძლება და მტვრიანი მკლავების გავრცელების განსაზღვრა.

ვარსკვლავთშორის სივრცეში არსებული მტვერი ხილული სინათლისთვის გაუმჭვირვალეა. ის ბევრად გამჭვირვალეა შორეული ინფრაწითელისთვის, რომელიც გამოიყენება გალაქტიკის ბირთვებისა და გიგანტური მოლეკულური ღრუბლების შინაგანი ნაწილების დეტალური კვლევისთვის.[126] ინფრაწითელი, ასევე, გამოიყენება შორეული, დიდი წითელი წანაცვლების მქონე გალაქტიკების შესწავლისათვის, რომლებიც სამყაროს ადრეულ ისტორიაში ჩამოყალიბდა. წყლის ორთქლი და ნახშირორჟანგი ინფრაწითელი სპექტრის სასარგებლო ნაწილებს შთანთქავს, ამიტომ ინფრაწითელი ასტრონომიისთვის მაღალ ადგილზე მდებარე ან კოსმოსური ტელესკოპები გამოიყენება.

გალაქტიკების პირველი არავიზუალური კვლევა, კონკრეტულად კი აქტიური გალაქტიკების, რადიოსიხშირეების გამოყენებით ჩატარდა. ატმოსფერო თითქმის გამჭვირვალეა რადიოტალღებისთვის 5 მჰ-სა და 30 გჰ-ს შორის (იონოსფერო ბლოკავს სიგნალებს ამ ზღვარს ქვემოთ).[127] დიდი რადიო ინტერფერომეტრების გამოყენებით მეცნიერებმა შეძლეს აქტიური ბირთვიდან გამოსხივებული აქტიური ჭავლების რუკა შედგენა. რადიოტელესკოპების გამოყენება შეიძლება ნეიტრალური წყალბადის დასაკვირვებლად, არაიონიზირებული მატერიის ჩათვლით, რომელიც ადრეულ სამყაროში არსებობდა და მოგვიანებით გალაქტიკები ჩამოაყალიბა.[128]

ულტრაიისფერ და რენტგენულ ტელესკოპებს მაღალი ენერგიების გალაქტიკური ფენომენების შესასწავლად იყენებენ. ულტრაიისფერი ანთება მაშინ დაფიქსირდა, როცა შორეულ გალაქტიკაში ვარსკვლავი შავმა ხვრელმა ნაწილებად გახლიჩა.[129] გალაქტიკურ გროვებში ცხელი გაზის გავრცელების რუკის შედგენა რენტგენის სხივების საშუალებითაა შესაძლებელი. ზემასიური შავი ხვრელების არსებობა გალაქტიკების ბირთვებში რენტგენული ასტრონომიის საშუალებით დამტკიცდა.[130]

სქოლიო[რედაქტირება]

  1. Sparke და Gallagher III 2000
  2. Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M.. NASA Finds Direct Proof of Dark Matter. NASA (2006-08-12). წაკითხვის თარიღი: 2007-04-17.
  3. Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy. ESO (2000-05-03). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-03.
  4. (1990) „The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant“. Science 250 (4980): გვ. 539–540. DOI:10.1126/science.250.4980.539. Bibcode: 1990Sci...250..539U. 
  5. Finley, D.; Aguilar, D.. Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core. National Radio Astronomy Observatory (2005-11-02). წაკითხვის თარიღი: 2006-08-10.
  6. UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected“, Hubble News Desk, 2003-06-16. წაკითხვის თარიღი: 2011-03-04.  Based upon:
  7. 7.0 7.1 Jarrett, T. H.. Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas. California Institute of Technology. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-09.
  8. Deutsch, David (2011). The Fabric of Reality. Penguin Books Limited, გვ. 234–. ISBN 978-0-14-196961-9. 
  9. Galaxy Clusters and Large-Scale Structure. University of Cambridge. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-15.
  10. A Milky Arc Over Paranal“. წაკითხვის თარიღი: 10 April 2014. 
  11. 11.0 11.1 Harper, D.. galaxy. Online Etymology Dictionary. წაკითხვის თარიღი: 2011-11-11.
  12. Waller და Hodge 2003
  13. Koneãn˘, Lubomír. Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way. Academy of Sciences of the Czech Republic. დაარქივებულია ორიგინალიდან July 20, 2006-ში. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-05.
  14. Rao, J.. Explore the Archer's Realm. Space.com (2005-09-02). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-03.
  15. Harrington, J.D.; Jenkins, Ann; Villard, Ray. (3 June 2014)NASA RELEASE 14-151 - Hubble Team Unveils Most Colorful View of Universe Captured by Space Telescope. NASA. წაკითხვის თარიღი: 4 June 2014.
  16. Distant galaxy in Hubble Frontier Field Abell 2744“. წაკითხვის თარიღი: 11 February 2014. 
  17. Bodifée G. & Berger M.. (2010)CNG-Catalogue of Named Galaxies. წაკითხვის თარიღი: 2014-01-17.
  18. Contemporary Latin. წაკითხვის თარიღი: 22 January 2014.
  19. Plutarch (2006). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. Chapter 3: Echo Library, გვ. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2. 
  20. 20.0 20.1 20.2 Montada, J. P.. Ibn Bajja. Stanford Encyclopedia of Philosophy (2007-09-28). წაკითხვის თარიღი: 2008-07-11.
  21. Heidarzadeh 2008
  22. ALMA Centre of Expertise in Portugal“. წაკითხვის თარიღი: 15 May 2014. 
  23. Mohamed 2000
  24. Bouali, H.-E.; Zghal, M.; Lakhdar, Z. B.. Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography. The Education and Training in Optics and Photonics Conference (2005). წაკითხვის თარიღი: 2008-07-08.
  25. თარგი:MacTutor Biography
  26. Al-Biruni 2004
  27. Heidarzadeh 2008
  28. (1971) „Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation“. Journal of the American Oriental Society 91 (1): გვ. 96–103 [99]. DOI:10.2307/600445. 
  29. Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), pages 15 and 16.
    English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., The Sidereal Messenger (London, England: Rivingtons, 1880), pages 42 and 43.
  30. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F.. Galileo Galilei. University of St. Andrews (November 2002). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-08.
  31. Thomas Wright, An Original Theory or New Hypothesis of the Universe … (London, England: H. Chapelle, 1750). From p.48: " … the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design, … this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation, … To a spectator placed in an indefinite space, … it [i.e., the Milky Way (Via Lactea)] [is] a vast ring of stars … "
    On page 73, Wright called the Milky Way the Vortex Magnus (the great whirlpool) and estimated its diameter at 8.64×1012 miles (13.9×1012 km).
  32. 32.0 32.1 32.2 32.3 Evans, J. C.. Our Galaxy. George Mason University (1998-11-24). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-04.
  33. Immanuel Kant, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels [Universal Natural History and Theory of the Heavens … ], (Koenigsberg and Leipzig, (Germany): Johann Friederich Petersen, 1755).
    Available in English translation by Ian Johnston at: Vancouver Island University, British Columbia, Canada
  34. William Herschel (1785) "On the Construction of the Heavens," Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 75 : 213-266. Herschel's diagram of the galaxy appears immediately after the article's last page. See:
  35. Paul 1993
  36. (1999) „Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space“. Bulletin of the American Astronomical Society 31 (31): გვ. 1479. Bibcode: 1999AAS...195.7409T. 
  37. 37.0 37.1 Kepple და Sanner 1998
  38. Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.). Observatoire de Paris. წაკითხვის თარიღი: 2007-04-19.
  39. The Large Magellanic Cloud, LMC. Observatoire de Paris. წაკითხვის თარიღი: 2007-04-19.
  40. See text quoted from Wright's An original theory or new hypothesis of the Universe in (1979) Disturbing the Universe. Pan Books, გვ. 245. ISBN 0-330-26324-2. 
  41. Abbey, L.. The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-04.
  42. (1913) „The radial velocity of the Andromeda Nebula“. Lowell Observatory Bulletin 1: გვ. 56–57. Bibcode: 1913LowOB...2...56S. 
  43. (1915) „Spectrographic Observations of Nebulae“. Popular Astronomy 23: გვ. 21–24. Bibcode: 1915PA.....23...21S. 
  44. Curtis (1988). „Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100: გვ. 6. DOI:10.1086/132128. Bibcode: 1988PASP..100....6C. 
  45. Weaver, H. F.. Robert Julius Trumpler. US National Academy of Sciences. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-05.
  46. (1922) „An estimate of the distance of the Andromeda Nebula“. Astrophysical Journal 55: გვ. 406. DOI:10.1086/142680. Bibcode: 1922ApJ....55..406O. 
  47. (1929) „A spiral nebula as a stellar system, Messier 31“. Astrophysical Journal 69: გვ. 103–158. DOI:10.1086/143167. Bibcode: 1929ApJ....69..103H. 
  48. (1989) „Edwin Hubble, 1889–1953“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6): გვ. 351–362. Bibcode: 1989JRASC..83..351S. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-08. 
  49. Tenn, J.. Hendrik Christoffel van de Hulst. Sonoma State University. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-05.
  50. (2001) „Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS“. Astronomy and Astrophysics 373 (1): გვ. 139–152. DOI:10.1051/0004-6361:20010560. arXiv: astro-ph/0104307. Bibcode: 2001A&A...373..139L. 
  51. (1983) „Dark matter in spiral galaxies“. Scientific American 248 (6): გვ. 96–106. DOI:10.1038/scientificamerican0683-96. Bibcode: 1983SciAm.248...96R. 
  52. (2000) „One Hundred Years of Rotating Galaxies“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (772): გვ. 747–750. DOI:10.1086/316573. Bibcode: 2000PASP..112..747R. 
  53. Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter“, Hubble News Desk, 1994-10-17. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-08. 
  54. How many galaxies are there?. NASA (2002-11-27). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-08.
  55. (2000) „Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance“. Publications of the Astronomical Society of Australia 17 (1): გვ. 6–12. DOI:10.1071/AS00006. arXiv: astro-ph/9910572. Bibcode: 1999astro.ph.10572K. 
  56. ჰაბლის კლასიფიკაციის გალაქტიკებს, რომლებიც მარცხენა მხარეს მდებარეობს, ზოგჯერ „ადრეული ტიპის“ გალაქტიკა ეწოდება, ხოლო მარჯვნივ მდებარეებს - „გვიანდელი ტიპის“.
  57. 57.0 57.1 Barstow, M. A.. Elliptical Galaxies. Leicester University Physics Department (2005). წაკითხვის თარიღი: 2006-06-08.
  58. Galaxies. Cornell University (2005-10-20). წაკითხვის თარიღი: 2006-08-10.
  59. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  60. Smith, G.. Galaxies — The Spiral Nebulae. University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (2000-03-06). წაკითხვის თარიღი: 2006-11-30.
  61. Van den Bergh 1998
  62. http://phys.org/news/2014-02-fat-flat-galaxies.html
  63. Bertin და Lin 1996
  64. Belkora 2003
  65. (1999) „What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?“. Astrophysics and Space Science 269/270: გვ. 427–430. DOI:10.1023/A:1017025820201. Bibcode: 1999Ap&SS.269..427E. 
  66. (2002) „Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal“. Astronomy and Astrophysics 392 (1): გვ. 83–102. DOI:10.1051/0004-6361:20020920. arXiv: astro-ph/0206273. Bibcode: 2002A&A...392...83B. 
  67. (2002) „Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 337 (3): გვ. 808–828. DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x. arXiv: astro-ph/0207258. Bibcode: 2002MNRAS.337..808K. 
  68. (2001) „Another bar in the Bulge“. Astronomy and Astrophysics Letters 379 (2): გვ. L44–L47. DOI:10.1051/0004-6361:20011487. arXiv: astro-ph/0110491. Bibcode: 2001A&A...379L..44A. 
  69. Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum“, UCBerkeley News, 2006-01-09. წაკითხვის თარიღი: 2006-05-24. 
  70. (1997) „Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership“. Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): გვ. 1384. Bibcode: 1997AAS...19110806B. 
  71. (1994) „Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass“. Bulletin of the American Astronomical Society 26: გვ. 911. Bibcode: 1994AAS...184.3204G. 
  72. European Space Agency (1998-10-14). „ISO unveils the hidden rings of Andromeda“. პრეს-რელიზი. http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm. წაკითხვის თარიღი: 2006-05-24.
  73. Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2004-05-31). წაკითხვის თარიღი: 2006-12-06.
  74. Barstow, M. A.. Irregular Galaxies. University of Leicester (2005). წაკითხვის თარიღი: 2006-12-05.
  75. (2001) „Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster“. Astrophysical Journal 560 (1): გვ. 201–206. DOI:10.1086/322517. arXiv: astro-ph/0106377. Bibcode: 2001ApJ...560..201P. 
  76. Strange satellite galaxies revealed around Milky Way“, New Scientist, 2006-04-24. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-10. 
  77. Schirber, M.. No Slimming Down for Dwarf Galaxies. ScienceNOW (2008-08-27). წაკითხვის თარიღი: 2008-08-27.
  78. 78.0 78.1 78.2 Galaxy Interactions. University of Maryland Department of Astronomy. დაარქივებულია ორიგინალიდან May 9, 2006-ში. წაკითხვის თარიღი: 2006-12-19.
  79. 79.0 79.1 79.2 Interacting Galaxies. Swinburne University. წაკითხვის თარიღი: 2006-12-19.
  80. Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!. NASA (2006-04-24). წაკითხვის თარიღი: 2006-08-10.
  81. 81.0 81.1 Starburst Galaxies. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2006-08-29). წაკითხვის თარიღი: 2006-08-10.
  82. Kennicutt Jr., R. C.; et al. (2005). „Demographics and Host Galaxies of Starbursts“. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies. Springer. p. 187.
  83. Smith, G.. Starbursts & Colliding Galaxies. University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (2006-07-13). წაკითხვის თარიღი: 2006-08-10.
  84. Keel, B.. Starburst Galaxies. University of Alabama (September 2006). წაკითხვის თარიღი: 2006-12-11.
  85. 85.0 85.1 Keel, W. C.. Introducing Active Galactic Nuclei. University of Alabama (2000). წაკითხვის თარიღი: 2006-12-06.
  86. 86.0 86.1 Lochner, J.; Gibb, M.. A Monster in the Middle. NASA. წაკითხვის თარიღი: 2006-12-20.
  87. 87.0 87.1 (1980) „An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei“. Astronomy and Astrophysics 87: გვ. 152–164. Bibcode: 1980A&A....87..152H. 
  88. (1997) „A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies“. Astrophysical Journal 487 (2): გვ. 568–578. DOI:10.1086/304638. arXiv: astro-ph/9704108. Bibcode: 1997ApJ...487..568H. 
  89. 89.0 89.1 Search for Submillimeter Protogalaxies. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (1999-11-18). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-10.
  90. (2003) „Physical processes behind the morphological Hubble sequence“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 17: გვ. 107–120. arXiv: astro-ph/0303543. Bibcode: 2003RMxAC..17..107F. 
  91. (2006) „Journey to the birth of the Universe“. Nature 443 (7108): გვ. 151–2. DOI:10.1038/443151a. PMID 16971933. Bibcode: 2006Natur.443..151M. 
  92. Wall, Mike. (December 12, 2012)Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen. Space.com. წაკითხვის თარიღი: December 12, 2012.
  93. Cosmic Detectives. The European Space Agency (ESA) (2013-04-02). წაკითხვის თარიღი: 2013-04-15.
  94. (1962) „Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed“. Reports on Progress in Physics 136: გვ. 748. DOI:10.1086/147433. Bibcode: 1962ApJ...136..748E. 
  95. (1978) „Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo“. Astrophysical Journal 225 (1): გვ. 357–379. DOI:10.1086/156499. Bibcode: 1978ApJ...225..357S. 
  96. (2002) „The Nucleosynthetic Signature of Population III“. Astrophysical Journal 567 (1): გვ. 532–543. DOI:10.1086/338487. arXiv: astro-ph/0107037. Bibcode: 2002ApJ...567..532H. 
  97. (1999) „In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe“. Physics Reports 349 (2): გვ. 125–238. DOI:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. arXiv: astro-ph/0010468. Bibcode: 2001PhR...349..125B. 
  98. Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation“, Carnegie Mellon University, 2005-02-09. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-07. 
  99. Caught in the act; forming galaxies captured in the young Universe“, Royal Astronomical Society, 2007-04-21. წაკითხვის თარიღი: 2007-04-20. 
  100. Noguchi, M. (1999). „Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks“. Astrophysical Journal 514 (1): გვ. 77–95. DOI:10.1086/306932. arXiv: astro-ph/9806355. Bibcode: 1999ApJ...514...77N. 
  101. Baugh, C.; Frenk, C.. How are galaxies made?. PhysicsWeb (May 1999). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-16.
  102. Gonzalez, G. (1998). „The Stellar Metallicity — Planet Connection“. Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets. pp. 431.
  103. Moskowitz, Clara. (September 25, 2012)Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever. Space.com. წაკითხვის თარიღი: September 26, 2012.
  104. (February 2007) „The Universe's Invisible Hand“. Scientific American 296 (2): გვ. 35–41. DOI:10.1038/scientificamerican0207-34. 
  105. Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe“, Hubble News Desk, 2002-04-30. წაკითხვის თარიღი: 2007-05-08. 
  106. (1999) „Galaxy Collisions“. Physics Reports 321: გვ. 1. DOI:10.1016/S0370-1573(99)00030-7. arXiv: astro-ph/9908269. Bibcode: 1999PhR...321....1S. 
  107. Astrophysicist maps out our own galaxy's end“, University of Toronto, 2000-04-14. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-11. დაარქივებულია ორიგინალიდან January 8, 2007-ში. 
  108. (2007) „The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): გვ. 1550–1564. DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. arXiv: astro-ph/0608531. Bibcode: 2007MNRAS.378.1550P. 
  109. (1994) „Past and future star formation in disk galaxies“. Astrophysical Journal 435 (1): გვ. 22–36. DOI:10.1086/174790. Bibcode: 1994ApJ...435...22K. 
  110. (1999) Star Formation in Early Type Galaxies. Astronomical Society of the Pacific. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839. 
  111. 111.0 111.1 Adams, Fred; Laughlin, Greg. The Great Cosmic Battle. Astronomical Society of the Pacific (2006-07-13). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-16.
  112. Pobojewski, S.. Physics offers glimpse into the dark side of the Universe. University of Michigan (1997-01-21). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-13.
  113. ტერმინი field galaxy ზოგჯერ იზოლირებულ გალაქტიკას ნიშნავს, თუმცა იგივე ტერმინი ასევე გამოიყენება იმ გალაქტიკების აღსაწერად, რომლებიც არ ეკუთვნის გროვას, მაგრამ შეიძლება გალაქტიკათა ჯგუფის წევრი იყოს.
  114. McKee, M.. Galactic loners produce more stars. New Scientist (2005-06-07). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-15.
  115. Groups & Clusters of Galaxies. NASA/Chandra. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-15.
  116. Ricker, P.. When Galaxy Clusters Collide. San Diego Supercomputer Center. წაკითხვის თარიღი: 2008-08-27.
  117. ფრაქტალი - (გეომეტრიული ობიექტი არასწორი, ტეხილი ან ფრაგმენტული ფორმით, რომელიც წარმოქმნილია განმეორებადი სტრუქტურით, როგორც წესი, იტერაციის პროცესში)
  118. Dahlem, M.. Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies. University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group (2006-11-24). დაარქივებულია ორიგინალიდან June 13, 2007-ში. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-15.
  119. Ponman, T.. Galaxy Systems: Groups. University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group (2005-02-25). წაკითხვის თარიღი: 2007-01-15.
  120. (2000) „The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups“. The Astrophysical Journal 540 (1): გვ. 45–56. DOI:10.1086/309314. arXiv: astro-ph/0004149. Bibcode: 2000ApJ...540...45G. 
  121. Dubinski, J. (1998). „The Origin of the Brightest Cluster Galaxies“. Astrophysical Journal 502 (2): გვ. 141–149. DOI:10.1086/305901. arXiv: astro-ph/9709102. Bibcode: 1998ApJ...502..141D. 
  122. (1988) „Large-scale structure in the Universe indicated by galaxy clusters“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 26 (1): გვ. 631–686. DOI:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215. Bibcode: 1988ARA&A..26..631B. 
  123. (1986) „Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background“. Letters to Nature 319 (6056): გვ. 751–753. DOI:10.1038/319751a0. Bibcode: 1986Natur.319..751M. 
  124. (2000) „Updated Information on the Local Group“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (770): გვ. 529–536. DOI:10.1086/316548. arXiv: astro-ph/0001040. Bibcode: 2000PASP..112..529V. 
  125. (1982) „The Local Supercluster“. Astrophysical Journal 257: გვ. 389–422. DOI:10.1086/159999. Bibcode: 1982ApJ...257..389T. 
  126. Near, Mid & Far Infrared. IPAC/NASA. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-02.
  127. The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals. NASA. წაკითხვის თარიღი: 2006-08-10.
  128. Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible“, ScienceDaily, 2006-12-14. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-02. 
  129. NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star“, NASA, 2006-12-05. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-02. 
  130. Dunn, R.. An Introduction to X-ray Astronomy. Institute of Astronomy X-Ray Group. წაკითხვის თარიღი: 2007-01-02.
Commons-logo.svg
ვიკისაწყობში? არის გვერდი თემაზე: