გალაქტიკა

გალაქტიკა — გრავიტაციულად დაკავშირებული მატერიის მასიური სისტემა, რომელიც შეიცავს ვარსკვლავებს, ვარსკვლავურ ნარჩენებს, გაზისა და მტვრის ვარსკვლავთშორის სივრცესა და ბნელ მატერიას — მნიშვნელოვან, მაგრამ თითქმის უცნობ კომპონენტს. 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, და მთავრდება გიგანტებით, რომელთა შემადგენლობაში 100 ტრილიონი (1014) ვარსკვლავი შედის. 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.
ისტორიულად, გალაქტიკები კატეგორიებად იყო დაყოფილი მათი ხილული ფორმების მიხედვით, რომელსაც ჩვეულებრივ ვიზუალურ მორფოლოგიას უწოდებენ. გავრცელებული ფორმა არის ელიფსური გალაქტიკა, რომელსაც ელიფსის ფორმის სინათლის მოხაზულობა აქვს. სპირალური გალაქტიკები დისკოს ფორმისაა მტვრიანი, მრუდე მკლავებით. უჩვეულო ფორმისა და უსწორომასწორო გალაქტკებს არაწესიერი გალაქტიკები ეწოდება 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. გალაქტიკათა უმეტესობის დიამეტრი 1000-დან 100 000 პარსეკამდეა და ერთმანეთისგან მილიონობით პარსეკის (ან მეგაპარსეკი) მანძილითაა დაშორებული. გალაქტიკათშორის სივრცეში (სივრცე გალაქტიკებს შორის) გათხელებული გაზია, რომლის საშუალო სიმჭიდროვე კუბურ მეტრზე ერთი ატომია. გალაქტიკათა უმეტესობა არც სრულიად შემთხვევითაა დალაგებული, არც სრულიად განსაზღვრული წყობათა ერთობლიობით, რომელსაც გალაქტიკათა ჯგუფები ან გროვები ეწოდება, რომელიც, მეორე მხრივ, უფრო დიდ ზეგროვებს წარმოქმნის. უდიდეს მასშტაბებზე ეს გაერთიანებები დალაგებულია ფილამენტებად და ქსოვილებად, რომლებიც გარშემორტყმულია უზარმაზარი ვოიდებით (სიცარიელით).
ეტიმოლოგია
სიტყვა „გალაქტიკა“ ბერძნულიდანაა წარმოებული ჩვენი გალაქტიკისთვის: „γαλαξίας“ („რძიანი“) ან kyklos ("წრე") galaktikos („რძიანი“). 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.
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.
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.
ნომენკლატურა
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.
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), რომელშიც კარგად ცნობილი ათასობით გალაქტიკა ლათინურადაა მოცემული მრავალმნიშვნელოვანი, თვალსაჩინო სახელებით 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
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
ბერძენმა ფილოსოფოსმა დემოკრიტემ (ძვ.წ. 450-370) ივარაუდა, რომ ღამის ცაზე არსებული კაშკაშა რკალი, რომელსაც „რძიანი გზა“ ეწოდება, შეიძლება შორეულ ვარსკვლავებს შეიცავდეს. 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“. 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.
მოჰანი მოჰამედის თანახმად, არაბმა ასტრონომმა ალჰაზენმა (965-1037) პირველად სცადა, დაკვირვებოდა და გაეზომა „რძიანი გზის“ პარალაქსი და მან, აქედან გამომდინარე, „დაასკვნა, რომ რადგანაც „რძიან გზას“ არ აქვს პარალაქსი, ის ძალიან შორს იყო დედამიწიდან და არ ეკუთვნოდა ატმოსფეროს“. სპარსელმა ასტონომმა ალ-ბირუნიმ (973-1048) ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომის“ გალაქტიკა იყო “ბუნდოვანი ვარსკვლავების უთვალავი ბუნების ფრაგმენტის გროვა“. ანდალუზიელმა ასტრონომმა იბნ ბაჯაჰმა კი ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომი“ შედგებოდა მრავალი ვარსკვლავისგან, რომლებიც თითქმის ერთმანეთს ეხება და უწყვეტ სურათად ჩანს სუბლუნარული მატერიისგან გამოწვეული გარდატეხის ეფექტის გამო. თავისი დაკვირვების დასამოწმებლად კი მტკიცებულებად მოიყვანა იუპიტერისა და მარსის შეერთება ღამის ცაზე. ეს ხდება მაშინ, როცა ეს ობიექტები ერთმანეთთან ახლოსაა. XIV საუკუნეში სირიაში დაბადებულმა იბნ ქაიიმ ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომი“ იყო „პაწაწინა ვარსკვლავების უთვალავი რაოდენობა, რომელიც თავმოყრილია ერთად უძრავი ვარსკვლავების სფეროში“.
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. 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. 1755 წელს ტრაქტატში იმანუელ კანტმა გულმოდგინედ დაამუშავა რაითის იდეა „ირმის ნახტომის“ სტრუქტურის შესახებ.
„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.. 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. 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.
სხვა ნისლეულებისგან გარჩევა
მეათე საუკუნეში სპარსელმა ასტრონომი ალ-სუფიმ ანდრომედას გალაქტიკის ყველაზე ადრეული კვლევები ჩაატარა და იგი აღწერა, როგორც „პატარა ღრუბელი“. 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. საიმონ მარიუსმა ანდრომედას გალაქტიკა ხელახლა აღმოაჩინა დამოუკიდებლად 1612 წელს. 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. 1755 წელს იმანუელ კანტმა გამოიყენა ტერმინი „კუნძულისებრი სამყარო“ ამ შორეული ნისლეულების აღსაწერად.
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. 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.
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.
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.
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.
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. 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. 1936 წელს ჰაბლმა შექმნა გალაქტიკების კლასიფიკაციის სისტემა, რომელიც დღესაც გამოიყენება. მას ჰაბლის მიმდევრობა ეწოდება..
თანამედროვე კვლევა
1944 წელს ჰენდრიკ ვან დე ჰულსტმა იწინასწარმეტყველა მიკროტალღური გამოსხივება 21 სმ-ის სიგრძის ტალღაში, რომელიც მიიღება ვარსკვლავთსორისი ატომური წყალბადის გაზისგან. 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. გაუმჯობესებული რადიოტელესკოპებით წყალბადის გაზის კვალის დაფიქსირება სხვა გალაქტიკებშიცაა შესაძლებელი.
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.
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. ჰაბლის ღრმა ხედმა - ცის შედარებით ცარიელი ნაწილის უკიდურესად დიდი დაყოვნებით მიღებული ფოტო - უზრუნველყო მტკიცებულება, რომ 125 მილიარდზე მეტი გალაქტიკა არსებობს სამყაროში. 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.
ტიპები და მორფოლოგია
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 გარკვეულ მნიშვნელოვან მახასიათებლებს, როგორიცაა ვარსკვლავთწარმოქმნის ტემპი (მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკებში) და აქტიურობა ბირთვში (აქტიურ გალაქტიკებში).
ელიფსური
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 გარეგნობა 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.
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. მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკები ასეთი გალაქტიკური შეჯახების შედეგია, რომელიც შედეგად იძლევა ელიფსური გალაქტიკის ფორმირებას.
სპირალური
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.
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. უხეიროდ გამოკვეთილი მკლავების მქონე გალაქტიკას ზოგჯერ „ფლოკულენტულ სპირალურ გალაქტიკას“ უწოდებენ.
ზოგი სპირალური გალაქტიკა სქელი და ბალჯიანია, ხოლო ზოგი კი ბრტყელი დისკოა, რადგან ასეთი ობიექტები ძალიან სწრაფად ბრუნავს.
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. 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.
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. 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. დახურული სპირალური გალაქტიკები აქტიურია, სავარაუდოდ იმიტომ, რომ გაზი ჩაედინება ბირთვში მკლავების გასწვრივ.
ჩვენი გალაქტიკა „ირმის ნახტომი“ არის დიდი დისკოს ფორმის დახურული სპირალური გალაქტიკა, რომლის დიამეტრი 30 კილოპარსეკია, ხოლო სისქე - 1 კილოპარსეკი. ის შეიცავს, დაახლოებით, 200 მილიარდ (2×1011) ვარსკვლავს და მისი მასა 600 მილიარდი (6×1011) მზის მასის ტოლია.
სხვა მორფოლოგიები
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. ასეთმა მოვლენამ შესაძლოა ანდრომედას გალაქტიკაზე მოახდინა გავლენა, რადგან მას ინფრაწითელ დიაპაზონში მრავალრგოლიანი სტრუქტურის მსგავსი ფორმა აქვს.
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).
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. არაწესიერი (ჯუჯა) გალაქტიკების უახლოესი მაგალითებია მაგელანის ნისლეულები (იხ. მაგელანის დიდი ნისლეული)
ჯუჯა
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 ახლახან აღმოაჩინეს, რომელთა დიამეტრი სულ რაღაც 100 პარსეკია.
უამრავი ჯუჯა გალაქტიკა უფრო დიდი გალაქტიკის გარშემო ბრუნავს. „ირმის ნახტომს“ ასეთი თანამგზავრი, სულ ცოტა, 12 ცალი ჰყავს, ხოლო მეცნიერთა შეფასებით, 300-500 კიდევ აღმოსაჩენია. 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..
უჩვეულო დინამიკა და აქტივობები
ურთიერთქმედება
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. 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.
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.
ვარსკვლავთწარმოქმნა
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. მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკები უფრო გავრცელებული იყო სამყაროს ადრეულ ისტორიაში და ახლაც დიდი წვლილი შეაქვს (დაახ. 15%) ვარსკვლავების წარმოქმნის ტემპში.
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. 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.
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.
აქტიური ბირთვი
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. 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.
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.
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. უახლოესი გალაქტიკების დაახლოებით 1/3 კლასიფიცირებულია ისეთ კატეგორიებად, რომლებიც შეიცავს დიბერხ ბირთვს.
წარმოქმნა და ევოლუცია
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
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. ეს თავდაპირველი სტრუქტურები საბოლოოდ გახდა ის გალაქტიკები, რომელთაც ჩვენ დღეს ვხედავთ.
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. 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 შემდეგ არსებობდა (ანუ 13,8 მილიარდი წლის წინ), 13,42 მილიარდი სინათლის წლითაა დაშორებული. ასეთი ადრეული პროტოგალაქტიკის არსებობა მეტყველებს იმაზე, რომ ისინი უნდა გაზრდილიყვნენ ზომაში ე.წ. ბნელ წლებში.
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. 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.
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. ამ ვარსკვლავების პირველმა თაობამ ხელახალი იონიზაცია გაუკეთა გარშემორტყმულ ნეიტრალურ წყალბადს და სივრცის გაფართოებადი ბუშტები შექმნა, რომელშიც სინათლეს უკვე თავისუფლად შეეძლო გავლა.
ევოლუცია
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. ამ ადრეულ ეპოქაში გალაქტიკები განიცდიან ვარსკვლავთწარმოქმნელი პროცესების მთავარ ეტაპს.
მომდევნო ორი მილიარდი წლის განმავლობაში მოგროვებული მატერია გალაქტიკურ დისკოში თავსდება. გალაქტიკა მთელი თავისი სიცოცხლე გააგრძელებს მატერიის შთანთქმას მაღალი სიჩქარის მქონე ღრუბლებიდან და ჯუჯა გალაქტიკებიდან. ეს მატერია უმეტესად წყალბადი და ჰელიუმია. ვარსკვლავების დაბადებისა და სიკვდილის ციკლი ნელი ტემპით ზრდის მძიმე ელემენტების რაოდენობას, რაც კი საბოლოოდ პლანეტების წარმოქმნას უწყობს ხელს.
გალაქტიკების ევოლუციაზე დიდ გავლენას ურთიერთქმედებები და შეჯახებები ახდენს. გალაქტიკების შთანთქმა გავრცელებული იყო ადრეულ ეპოქაში და მათი უმეტესობა მორფოლოგიაში უცნაური იყო. 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 ან „ანტენების გალაქტიკებში“.
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.
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.
მომავალი
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. ელიფსური გალაქტიკები უკვე ძალიან განიცდიან ამ გაზის ნაკლებობას და, აქედან გამომდინარე, ახალი ვარსკვლავები ვერ წარმოიქმნება. ვარსკვლავების წარმომქმნელი მატერიის მარაგი სასრულია: როგორც კი ვარსკვლავები წყალბადის არსებულ მარაგს გადააქცევს მძიმე ელემენტებად, ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნა შეწყდება.
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.
უფრო დიდი სტრუქტურები
ცის სიღრმისეულად დაკვირვებების მიხედვით, გალაქტიკები ხშირად სხვა გალაქტიკებთან შედარებით ახლო გაერთიანებებში ცხოვრობს. მარტოხელა გალაქტიკები, 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.
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. გროვაში არსებული მასის 70-80% ბნელი მატერიის ფორმითაა, ხოლო 10-30% ამ გამთბარ გაზს შეიცავს, მატერიის დანარჩენი რამდენიმე პროცენტი კი გალაქტიკის სახითაა.
სამყაროში არსებულ გალაქტიკათა უმეტესობა გრავიტაციულად დაკავშირებულია გარკვეული რაოდენობის სხვა გალაქტიკებთან. ამის შედეგად წარმოიქმნება ფრაქტალის 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). 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.
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.
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. ამ მასშტაბს ზემოთ სამყარო ერთნაირია ყველა მიმართულებით (იზოტროპული და ერთგვაროვანი).
„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. ადგილობრივი ჯგუფი, თავის მხრივ, ღრუბლის მსგავსი სტრუქტურის ნაწილია ქალწულის ზეგროვაში - გალაქტიკების ჯგუფებისა და გროვების დიდი, ფართოდ გადაჭიმული სტრუქტურა, რომლის ცენტრში ქალწულის გროვაა. თავის მხრივ, ქალწულის ზეგროვა ნაწილია ვეშაპი-თევზების ზეგროვის კომპლექსისა - გიგანტური გალაქტიკური ფილამენტი.
დაკვირვება სხვადასხვა დიაპაზონებში
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. 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). 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.
ულტრაიისფერ და რენტგენულ ტელესკოპებს მაღალი ენერგიების გალაქტიკური ფენომენების შესასწავლად იყენებენ. ულტრაიისფერი ანთება მაშინ დაფიქსირდა, როცა შორეულ გალაქტიკაში ვარსკვლავი შავმა ხვრელმა ნაწილებად გახლიჩა. გალაქტიკურ გროვებში ცხელი გაზის გავრცელების რუკის შედგენა რენტგენის სხივების საშუალებითაა შესაძლებელი. ზემასიური შავი ხვრელების არსებობა გალაქტიკების ბირთვებში რენტგენული ასტრონომიის საშუალებით დამტკიცდა.
სქოლიო
<div style="height:250px; overflow:auto; padding:3px; border:1px solid #aaa;" class="scrollbox">
ასტრონომია