# ირმის ნახტომი

ირმის ნახტომი| გალაქტიკა |
| --- |
| ირმის ნახტომი „ირმის ნახტომი“ ცის კამარაზე |
| დაკვირვების მონაცემები (ეპოქა J2000.0) |
| თანავარსკვლავედი |
მშვილდოსნის თანავარსკვლავედი |
| პირდაპირი აღვლენა (α) |
17სთ 45წთ 40.03599წმ |
| დახრილობა (δ) |
−29° 00′ 28.1699″ |
| მანძილი |
25,881-26,996 სინ. წელი (7.935-8.277 პს) |
| მახასიათებლები |
| ტიპი |
Sb; Sbc; SB(rs)bc |
| ვარსკვლავების რაოდენობა |
100-400 მლრდ |
| ზომა |
87.4 ± 3.6 ათ. სინ. წელი (26.8 ± 1.1 კპს) (*დიამეტრი; D25 იზოფოტი*) |
| მასა | 7012115000000000000♠1.15×1012 *M*☉ |
| ეფექტური რადიუსი (ფიზიკური) | 7000575000000000000♠5.75±0.38 კპს |
| H I მასშტაბის სიგრძე (ფიზიკური) |
228 ათ. სინ. წელი (70 კპს) |
| თხელი დისკოს სისქე |
718-1,470 სინ. წელი (220-450 პს) |
| სქელი დისკოს სისქე |
8.5 ± 1.6 ათ. სინ. წელი (2.6 ± 0.5 კპს) |
| იმპულსის მომენტი |
~7067100000000000000♠1×1067 J s |
| მზის გალაქტიკური ბრუნვის პერიოდი | 7008212000000000000♠212×106 წ |
| სპირალური დისკოს ბრუნვის პერიოდი | 7008220000000000000♠(220–360)×106 წ |
| ტოტიანი სპირალური გალაქტიკის ბრუნვის პერიოდი | 7008160000000000000♠(160–180)×106 წ |
| სიჩქარე CMB ათვლის სისტემასთან მიმართებაში | 7005552200000000000♠552.2±5.5 km/s |
| მეორე კოსმოსური სიჩქარე (მზიდან) | 7002550000000000000♠550 კმ/წმ |
| ბნელი მატერიის სიმკვრივე (მზესთან) | 6997880000000000000♠0.0088+0.0024 −0.0018 *M*☉პს−3 (6999350000000000000♠0.35+0.08 −0.07 გევ სმ−3) |

**ირმის ნახტომი**, აგრეთვე ცნობილი როგორც **ხარის ნავალი**, **იერუსალიმის გზა**, **დათვისფეხა**, **ცის-იკანკლედი**, **დევის ნამუხლარი** (ლათ. Via Lactea; ბერძ. Γαλαξίας [galaxias] — „რძიანი გზა“) — გალაქტიკა, რომელშიც სხვა ვარსკვლავურ სისტემებთან ერთად შედის ჩვენი მზის სისტემაც.

ირმის ნახტომი არის ტოტიანი (ბარიანი) სპირალური გალაქტიკა, რომლის D25 იზოფოტალური დიამეტრი შეფასებულია, როგორც 87.4 ± 3.6 ათ. სინ. წელი (26.8 ± 1.1 კპს), ხოლო სპირალური მკლავების სისქე დაახლოებით 1000 სინათლის წელია (კიდევ უფრო მეტი ტოტის ხაზთან). ბოლოდროინდელი კვლევების მიხედვით ბნელი მატერიის არე, რომელიც ასევე შეიცავს ზოგიერთ ხილულ ვარსკვლავს, შეიძლება დიამეტრის სიდიდე გაზარდოს 2 მლნ სინ. წლამდე (613 კპს). ირმის ნახტომს რამდენიმე თანამგზავრი-გალაქტიკა გააჩნია და თავად კი შედის გალაქტიკათა ადგილობრივ ჯგუფში, რომელიც თავის მხრივ ქალწულის ზეგროვის ნაწილს წარმოადგენს, ის კი ლანიაკეას კომპონენტია.

ვარაუდობენ, რომ ირმის ნახტომი შეიცავს 100-400 მილიარდ ვარსკვლავს და სულ მცირე ამდენივე პლანეტას. მზის სისტემა მდებარეობს გალაქტიკური ცენტრიდან დაახლოებით 27 000 სინ. წლის (8.3 კპს) რადიუსში, ორიონის მკლავის შიდა კიდეზე, რომელიც გაზისა და მტვრის სპირალური ფორმის კონცენტრაციაა. ყველაზე შიდა 10 000 სინათლის წლის ვარსკვლავები ქმნიან ამობურცულობას და ერთ ან მეტ ტოტს, რომლებიც გამოსხივდება ამობურცულობიდან. გალაქტიკური ცენტრი არის ინტენსიური რადიოწყარო, რომელიც ცნობილია, როგორც მშვილდოსანი A\* — ზემასიური შავი ხვრელი 4,100 (± 0.034) მილიონი მზის მასით. ირმის ნახტომის უძველესი ვარსკვლავები თითქმის ისეთივე ძველია, როგორც თავად სამყარო და, სავარაუდოდ, დიდი აფეთქების ბნელი საუკუნეების შემდეგ მალევე ჩამოყალიბდნენ.

პირველად 1610 წელს გალილეო გალილეიმ თავისი ტელესკოპით სინათლის ზოლი ცალკეულ ვარსკვლავებად დაყო. 1920-იანი წლების დასაწყისამდე ასტრონომების უმეტესობა ფიქრობდა, რომ ირმის ნახტომი სამყაროს ყველა ვარსკვლავს შეიცავდა. 1920 წელს ასტრონომებს ჰარლოუ შეპლისა და ჰებერ კერტისს შორის გამართული დიდი დებატების შემდეგ, 1923 წელს ედუინ ჰაბლის მიერ ჩატარებულმა დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ ირმის ნახტომი მრავალი გალაქტიკიდან მხოლოდ ერთ-ერთი იყო ხილული ციდან.

## მითოლოგია

ბაბილონურ ეპიკურ პოემა „ენუმა ელიში“, ირმის ნახტომი შექმნილია პირველყოფილი მარილიანი წყლის დრაკონის, ტიამატის, მოკვეთილი კუდისგან, რომელიც ბაბილონის ეროვნულმა ღმერთმა, მარდუქმა, ცაში დასვა მისი მოკვლის შემდეგ. ოდესღაც ითვლებოდა, რომ ეს ამბავი ეფუძნებოდა შუმერულ ძველ ვერსიას, რომელშიც ტიამატი ნიპურის ენლილმა მოკლა, მაგრამ ახლა ითვლება, რომ ეს მხოლოდ ბაბილონელი პროპაგანდისტების გამოგონებაა, რომელთა მიზანი იყო მარდუკის შუმერულ ღვთაებებზე უპირატესად წარმოჩენა.

ბულგარულად ცნობილია „ჩალის“, „სალმატას“ სახელითაც: ღარიბი კაცი გოდრით სვინის (ნათლიის) ჩალას იპარავს. გოდორი ძირგავარდნილი აღმოჩნდა, ჩალა გზაში ებნევა. დილით სვინა კარზე მოადგება, ქურდობას საყვედურობს. კაცი თავს იმართლებს. მაშინ სვინა წყევლის: ამ გზაზე დაფენილ ჩალას ცეცხლი წაეკიდოს და არასოდეს ჩაქრეს, რომ შენი ქურდობა მოგაგონოსო. ჩალას ცეცხლი წაეკიდა და ასე გაჩნდა ცაზე თეთრი ზოლი.

## ვიზუალური მხარე

მაქსიმალურად ბნელი ადგილიდან დანახული ირმის ნახტომი
ირმის ნახტომი დედამიწიდან ჩანს, როგორც თეთრი სინათლის ბუნდოვანი ზოლი, დაახლოებით 30° სიგანის, რომელიც ღამის ცაზე რკალისებურად არის გამოკვეთილი. მიუხედავად იმისა, რომ მთელ ცაზე შეუიარაღებელი თვალით დანახული ყველა ცალკეული ვარსკვლავი ირმის ნახტომის გალაქტიკის ნაწილია, ტერმინი „ირმის ნახტომი“ შემოიფარგლება სინათლის ამ ზოლით. სინათლე წარმოიქმნება გალაქტიკური სიბრტყის მიმართულებით განლაგებული ვარსკვლავებისა და სხვა მასალის გროვისაგან. ზოლის გარშემო უფრო კაშკაშა რეგიონები ჩანს როგორც რბილი ვიზუალური ლაქები, რომლებიც ცნობილია, როგორც ვარსკვლავთგროვა. მათგან ყველაზე თვალსაჩინოა დიდი მშვილდოსნის ვარსკვლავთგროვა, გალაქტიკის ცენტრალური ამოზნექილი ნაწილი. ზოლის შიგნით არსებული ბნელი რეგიონები, როგორიცაა დიდი ნაპრალი და ქვანახშირის ტომარა, არის ადგილები, სადაც კოსმოსური მტვერი ბლოკავს შორეული ვარსკვლავების სინათლეს. სამხრეთ ნახევარსფეროს ხალხები, მათ შორის ინკები და ავსტრალიელი აბორიგენები, ამ რეგიონებს ბნელ ღრუბლების თანავარსკვლავედებად მიიჩნევდნენ. ცის ის არეალი, რომელსაც ირმის ნახტომი ფარავს, აცილების ზონას უწოდებენ.

ირმის ნახტომს შედარებით დაბალი ზედაპირული სიკაშკაშე აქვს. მისი ხილვადობა შეიძლება მნიშვნელოვნად შემცირდეს ფონური სინათლის გამო, როგორიცაა სინათლის დაბინძურება ან მთვარის შუქი. ირმის ნახტომის ხილვადობისთვის ცა უნდა იყოს დაახლოებით 20.2 მაგნიტუდაზე მუქი კვადრატულ წამში. ის უნდა იყოს ხილული, თუ ზღვრული მაგნიტუდა დაახლოებით +5.1 ან მეტია და აჩვენებს დიდ დეტალებს +6.1-ზე. ეს ართულებს ირმის ნახტომის დანახვას კაშკაშა განათებული ურბანული ან გარეუბნული ტერიტორიებიდან, მაგრამ ძალიან თვალსაჩინოა სოფლის ტერიტორიებიდან დანახვისას, როდესაც მთვარე ჰორიზონტს ქვემოთაა. ხელოვნური ღამის ცის სიკაშკაშის რუკები აჩვენებს, რომ დედამიწის მოსახლეობის ერთ მესამედზე მეტს არ შეუძლია ირმის ნახტომის დანახვა სახლებიდან გამომავალი სინათლის დაბინძურების გამო.

დედამიწიდან დანახვისას, ირმის ნახტომის გალაქტიკური სიბრტყის ხილული რეგიონი იკავებს ცის იმ ნაწილს, რომელიც მოიცავს 30 თანავარსკვლავედს. გალაქტიკური ცენტრი მდებარეობს მშვილდოსნის თანავარსკვლავედის მიმართულებით, სადაც ირმის ნახტომი ყველაზე კაშკაშაა. მშვილდოსნიდან, თეთრი სინათლის ბუნდოვანი ზოლი, როგორც ჩანს, გადის გალაქტიკურ ანტიცენტრში, მეეტლის თანავარსკვლავედში. შემდეგ ზოლი ცის გარშემო აგრძელებს მოძრაობას, უკან მშვილდოსნამდე, ცას ორ დაახლოებით თანაბარ ნახევარსფეროდ ყოფს.

გალაქტიკური სიბრტყე ეკლიპტიკის მიმართ (ცაში მზის გზა) დაახლოებით 60°-ით არის დახრილი. ის ციური ეკვატორის მიმართ 63°-იანი კუთხითაა დახრილი.

### შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვება

ირმის ნახტომის სინათლის ზოლისა და მისი გალაქტიკური ცენტრის დაკვირვებისთვის საჭიროა შემდეგი პირობები:

* თვალების ადაპტაცია ბნელ ცაზე (30 წუთი);
* დამზერის ადგილის ადგილობრივი სინათლით მინიმალური დაბინძურება (ბორტლის სკალით 4 ან უფრო დაბალი);
* დაბალი მთვარის შუქი ან საერთოდ მისი არ ყოფნა (ახალი მთვარის 5-დღიანი ფანჯრის დროს);
* ნისლისა და ტენიანობის დაბალი დონე;
* სწორედ შერჩეული წლის დრო იმ ნახევარსფეროსთვის, საიდანაც აკვირდებით;
* ღამის სწორი დრო; სხვა ციური ობიექტების მსგავსად, ღამის ცაზე ის ამოდის და ეშვება. ხედვის სწორი მიმართულება: ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში, ის სამხრეთით მდებარეობს, მშვილდოსანსა და მორიელს შორის. სამხრეთ ნახევარსფეროში, ის კილსა და კენტავრთან ახლოსაა.

## კვლევის ისტორია

### უძველესი, შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებები

„მეტეოროლოგიაში“ არისტოტელე (ძვ. წ. 384-322) აცხადებს, რომ ბერძენმა ფილოსოფოსებმა ანაქსაგორამ (დაახლ. ძვ. წ. 500-428) და დემოკრიტემ (ძვ. წ. 460-370) ივარაუდეს, რომ ირმის ნახტომი არის ვარსკვლავების ნათება, რომლებიც პირდაპირ არ ჩანს დედამიწის ჩრდილის გამო, მაშინ როცა სხვა ვარსკვლავები მზისგან იღებენ სინათლეს, მაგრამ მათი ნათება მზის სხივებით არის დაფარული. თავად არისტოტელე თვლიდა, რომ ირმის ნახტომი დედამიწის ზედა ატმოსფეროს ნაწილი იყო, ვარსკვლავებთან ერთად, და რომ ის ვარსკვლავების წვის თანმდევი პროდუქტი იყო, რომელიც არ იფანტებოდა ატმოსფეროში მისი უკიდურესი მდებარეობის გამო და ქმნიდა მის დიდ წრეს. მისი თქმით, ირმის ნახტომის გალაქტიკის რძისფერი იერსახე დედამიწის ატმოსფეროს გარდატეხის გამოა. ნეოპლატონისტმა ფილოსოფოსმა ოლიმპიოდორე უმცროსმა (დაახლ. 495-570 წწ.) გააკრიტიკა ეს შეხედულება და ამტკიცებდა, რომ თუ ირმის ნახტომი მთვარეზე ქვემთვარის ფორმის იქნებოდა, ის დედამიწაზე სხვადასხვა დროსა და ადგილას განსხვავებულად უნდა ჩანდეს და რომ მას პარალაქსი უნდა ჰქონდეს, რაც მას არ აქვს. მისი აზრით, ირმის ნახტომი ციურია. ამ იდეამ მოგვიანებით მუსლიმურ სამყაროზე დიდ გავლენა იქონია.

სპარსელმა ასტრონომმა ალ-ბირუნიმ (973-1048) ივარაუდა, რომ ირმის ნახტომი „ნისლიანი ვარსკვლავების ბუნების უთვალავი ფრაგმენტების ერთობლიობაა“. ანდალუსიელმა ასტრონომმა იბნ ბაჯამ (გ. 1138 წელს) ივარაუდა, რომ ირმის ნახტომი მრავალი ვარსკვლავისგან შედგებოდა, მაგრამ დედამიწის ატმოსფეროში უწყვეტ გამოსახულებას წარმოადგენდა, რის დასტურადაც მოიყვანა იუპიტერისა და მარსის შეერთების დაკვირვება 1106 ან 1107 წლებში. სპარსელმა ასტრონომმა ნასირ ალ-დინ ტუსიმ (1201-1274) თავის ნაშრომში „თადკირა“ დაწერა: „ირმის ნახტომი, ანუ გალაქტიკა, შედგება ძალიან დიდი რაოდენობით პატარა, მჭიდროდ დაჯგუფებული ვარსკვლავებისგან, რომლებიც, მათი კონცენტრაციისა და სიმცირის გამო, ღრუბლიან ლაქებს ჰგვანან. ამის გამო, მას რძის ფერს ადარებდნენ“. იბნ ალ-ქაიიმ ალ-ჯაუზიამ (1292-1350) ივარაუდა, რომ ირმის ნახტომი „უამრავი პაწაწინა ვარსკვლავია, რომლებიც ერთად არიან შეკრებილნი უძრავი ვარსკვლავების სფეროში“.

### დაკვირვებები ტელესკოპებით

ირმის ნახტომის ფორმა, რომელიც უილიამ ჰერშელის მიერ 1785 წელს ვარსკვლავების დათვლის მიხედვით იქნა გამოტანილი. მზის სისტემა ცენტრთან ახლოს იყო ნავარაუდები
ირმის ნახტომის, როგორც მრავალი ვარსკვლავისგან შემდგარი სისტემის, დადასტურება 1610 წელს გაჩნდა, როდესაც გალილეო გალილეიმ ოპტიკური ტელესკოპი გამოიყენა ირმის ნახტომის შესასწავლად და აღმოაჩინა, რომ ის უამრავი მკრთალი ვარსკვლავისგან შედგებოდა. 1755 წლის ტრაქტატში იმანუელ კანტმა, ტომას რაიტის ვარაუდის არასწორად ინტერპრეტაციისას, რომ ირმის ნახტომს ბუშტის ფორმა ჰქონდა, ვარაუდობდა (სწორად), რომ ირმის ნახტომი შესაძლოა უზარმაზარი რაოდენობის ვარსკვლავებისგან შემდგარი მბრუნავი სხეული ყოფილიყო, რომლებიც ერთმანეთთან შეკავებულია მზის სისტემის მსგავსი გრავიტაციული ძალებით, მაგრამ გაცილებით დიდ მასშტაბებში.  შედეგად მიღებული ვარსკვლავების დისკო, შიგნიდან ჩვენი პერსპექტივიდან ცაზე ზოლად იქნებოდა დანახული. რაიტმა და კანტმა ასევე ივარაუდეს, რომ ღამის ცაზე ხილული ნისლეულებიდან ზოგიერთი შესაძლოა თავად ცალკეული „გალაქტიკები“ ყოფილიყო, ჩვენის მსგავსი. კანტი როგორც ირმის ნახტომს, ასევე „გალაქტიკურ ნისლეულებს“ „კუნძულოვან სამყაროებს“ უწოდებდა, ტერმინი, რომელიც 1930-იან წლებამდეც აქტუალური იყო.

ირმის ნახტომის ფორმისა და მასში მზის პოზიციის აღწერის პირველი მცდელობა უილიამ ჰერშელმა 1785 წელს განახორციელა, ხილული ცის სხვადასხვა რეგიონში ვარსკვლავების რაოდენობის ფრთხილად დათვლით. მან შექმნა ირმის ნახტომის ფორმის დიაგრამა, მზის სისტემის ცენტრთან ახლოს მდებარეობით.

1845 წელს ლორდ როსმა ააგო ახალი ტელესკოპი და შეძლო ინდივიდუალური წერტილოვანი წყაროების გარჩევა იმ დროისთვის ბნელ შესქელებებში, რომლებიც ნისლეულების სახელითაა ცნობილი და ასევე სპირალური სტრუქტურის იდენტიფიცირება იმაში, რაც დღეს მორევის გალაქტიკის (M51) სახელითაა ცნობილი.

1904 წელს, ვარსკვლავების საკუთარი მოძრაობების შესწავლისას, იაკობუს კაპტეინმა განაცხადა, რომ ეს შემთხვევითი არ იყო, როგორც იმ დროს ითვლებოდა; ვარსკვლავები შეიძლებოდა დაიყოს ორ ნაკადად, რომლებიც თითქმის საპირისპირო მიმართულებით მოძრაობდნენ. მოგვიანებით გაირკვა, რომ კაპტეინის მონაცემები იყო ირმის ნახტომის ბრუნვის პირველი მტკიცებულება, რამაც საბოლოოდ ბერტილ ლინდბლადისა და იან ოორტის მიერ გალაქტიკური ბრუნვის აღმოჩენამდე მიიყვანა.

1917 წელს, ჰებერ კერტისმა დააკვირდა ანდრომედას ახალ ვარსკვლავ S-ს დიდი ანდრომედას ნისლეულში (მესიეს ობიექტი 31). ფოტოგრაფიული ჩანაწერების ძიებისას მან კიდევ 11 ახალი ვარსკვლავი აღმოაჩინა. კერტისმა შენიშნა, რომ ეს ახალი ვარსკვლავიერები, საშუალოდ, 10 სიდიდით უფრო მკრთალი იყო, ვიდრე ირმის ნახტომში მომხდარი. შედეგად, მან შეძლო მანძილის 150,000 პარსეკის შეფასება. ის გახდა „სამყაროების კუნძულის“ ჰიპოთეზის მომხრე, რომლის მიხედვითაც სპირალური ნისლეულები დამოუკიდებელი გალაქტიკები იყო. 1920 წელს ჰარლოუ შეპლისა და ჰებერ კერტისს შორის გაიმართა დიდი დებატები ირმის ნახტომის ბუნების, სპირალური ნისლეულების და სამყაროს ზომების შესახებ. დიდი ანდრომედას ნისლეულის გარე გალაქტიკის არსებობის შესახებ თავისი მტკიცების დასასაბუთებლად, კერტისმა აღნიშნა ირმის ნახტომში მტვრის ღრუბლების მსგავსი ბნელი ზოლების გაჩენა, ასევე დოპლერის მნიშვნელოვანი წანაცვლება.

კამათი საბოლოოდ გადაჭრა ედუინ ჰაბლმა 1920-იანი წლების დასაწყისში მაუნტ-უილსონის ობსერვატორიის 2.5 მეტრიანი ჰუკერის ტელესკოპის გამოყენებით. ამ ახალი ტელესკოპის სინათლის შეგროვების ძალით, მან შეძლო ასტრონომიული ფოტოების გადაღება, რომლებიც ზოგიერთი სპირალური ნისლეულის გარე ნაწილებს ცალკეული ვარსკვლავების კოლექციებად ყოფდა. მან ასევე შეძლო ზოგიერთი ცეფეიდური ცვლადის იდენტიფიცირება, რომელთა გამოყენებაც შეეძლო ნისლეულებამდე მანძილის შესაფასებლად. მან აღმოაჩინა, რომ ანდრომედას ნისლეული მზიდან 275 000 პარსეკის დაშორებით მდებარეობს, რაც ძალიან შორსაა იმისთვის, რომ ირმის ნახტომის ნაწილი ყოფილიყო.

### დაკვირვებები თანამგზავრებით

2021 წელს Gaia-ს მიხედვით კატალოგიზირებული ვარსკვლავების რუკა, დიაგრამაზე სიმკვრივის ბადის სახით არის წარმოდგენილი.
ევროპის კოსმოსური სააგენტოს კოსმოსური ხომალდი Gaia მილიარდი ვარსკვლავის პარალაქსის განსაზღვრით მანძილის შეფასებას იძლევა და ქმნის ირმის ნახტომის რუკას.

Gaia-ს მონაცემები შეფასებულია, როგორც „ტრანსფორმაციული“. 1990-იან წლებში Gaia-მ დამზერილი ვარსკვლავების რაოდენობა დაახლოებით 2 მილიონიდან 2 მილიარდამდე გაზარდა. მან გაზომვადი სივრცის მოცულობა რადიუსში 100-ჯერ, ხოლო სიზუსტით — 1000-ჯერ გაზარდა.

2020 წელს ჩატარებულმა კვლევამ დაასკვნა, რომ Gaia-მ გალაქტიკის რხევითი მოძრაობა აღმოაჩინა, რაც შესაძლოა გამოწვეული იყოს „დისკოს ბრუნვის ღერძის არასფერული ჰალოს მთავარ ღერძთან მიმართებაში არასწორი განლაგებით, ან ჰალოში დაგროვილი მატერიით, რომელიც გვიანი დაცემის დროს იქნა მიღებული, ან ახლომდებარე, ურთიერთქმედი თანამგზავრული გალაქტიკებიდან და მათი თანმდევი მოქცევით“. 2024 წლის აპრილში გამოქვეყნდა საწყისი კვლევები და მასთან დაკავშირებული რუკები, რომლებიც ირმის ნახტომის მაგნიტურ ველებს მოიცავდა.

## ასტროგრაფია

### მზის მდებარეობა და სამეზობლო

მზე მდებარეობს ორიონის მკლავის შიდა კიდესთან ახლოს, ადგილობრივი ბუშტის ადგილობრივ ვარსკვლავთშორის ღრუბელში, რედკლიფის ტალღასა და გაყოფილი ხაზოვანი სტრუქტურების (ყოფილი გულდის სარტყელი) შორის. გილესენის და სხვების (2016) მიერ Sgr A\*-ის გარშემო ვარსკვლავური ორბიტების შესწავლის საფუძველზე დადგინდა, რომ მზე გალაქტიკური ცენტრიდან დაახლოებით 27.14 ± 0.46 ათ. სინ. წელი (8.32 ± 0.14 კპს) მანძილზე მდებარეობს. ბოელმა და სხვებმა (2016) მნიშვნელობა კიდევ უფრო შეამცირეს — 27.14 ± 0.46 ათ. სინ. წელი (25.64 ± 0.46 კპს), ასევე ვარსკვლავის ორბიტის ანალიზის გამოყენებით. მზე ამჟამად გალაქტიკური დისკოს ცენტრალური სიბრტყის 16-98 სინ. წელი (5-30 პს) ზემოთ ან ჩრდილოეთით მდებარეობს. ადგილობრივ მკლავსა და პერსევსის მკლავს შორის მანძილი დაახლოებით 6.5 ათ. სინ. წელი (2 კპს). მზე და შესაბამისად, მზის სისტემა, მდებარეობს ირმის ნახტომის გალაქტიკურ სასიცოცხლო ზონაში.

მზიდან 49 სინ. წელი (15 პს) რადიუსის მქონე სფეროს შიგნით დაახლოებით 208 ვარსკვლავია, რომელთა აბსოლუტური სიდიდე 8.5-ზე მეტია, რაც იძლევა ერთი ვარსკვლავის სიმკვრივეს 69 კუბურ პარსეკზე, ანუ ერთი ვარსკვლავის ყოველ 2360 კუბურ სინათლის წელზე (უახლოესი კაშკაშა ვარსკვლავების სიიდან). მეორეს მხრივ, მზიდან 16 სინ. წელი (5 პს) რადიუსში არის 64 ცნობილი ვარსკვლავი (ნებისმიერი სიდიდის, 4 ყავისფერი ჯუჯის გარდა), რაც იძლევა დაახლოებით ერთი ვარსკვლავის სიმკვრივეს 284 კუბურ სინათლის წელზე (უახლოესი ვარსკვლავების სიიდან). ეს ასახავს იმ ფაქტს, რომ გაცილებით მეტი მკრთალი ვარსკვლავია, ვიდრე კაშკაშა: მთელ ცაზე დაახლოებით 500 ვარსკვლავია, რომლებიც ვარსკვლავიერი სიდიდე 4-ზე მეტია, მაგრამ 15.5 მილიონი ვარსკვლავის ვარსკვლავიერი სიდიდე 14-ზე მეტია.

მზის აპექსი, არის მიმართულება, რომლზეც მზე მოძრაობს ირმის ნახტომში ადგილობრივი უძრაობის სტანდარტის გავლით. მზის გალაქტიკური მოძრაობის ზოგადი მიმართულებაა დენების ვარსკვლავი, რომელივ გედის თანავარსკვლავედთან ახლოს, გალაქტიკური ცენტრის მიმართულებით დაახლოებით 90 ცის გრადუსიანი კუთხით მდებარეობს. მზის ორბიტა ირმის ნახტომის გარშემო, სავარაუდოდ, დაახლოებით ელიფსური იქნება, გალაქტიკური სპირალური მკლავებიდან გამომდინარე პერტურბაციებით და არაერთგვაროვანი მასის განაწილებით. გარდა ამისა, მზე გალაქტიკურ სიბრტყეში დაახლოებით 2.7-ჯერ გადის ორბიტაზე. ეს ძალიან ჰგავს იმას, თუ როგორ მუშაობს მარტივი ჰარმონიული ოსცილატორი წევის ძალის გარეშე. ბოლო დრომდე ითვლებოდა, რომ ეს რხევები ემთხვეოდა დედამიწაზე მასობრივი სიცოცხლის ფორმების გადაშენების პერიოდებს. CO მონაცემებზე დაყრდნობით მზის სპირალურ სტრუქტურაში ტრანზიტის ეფექტების ხელახალი ანალიზით კორელაცია ვერ იქნა ნაპოვნი.

მზის სისტემას ირმის ნახტომის ერთი ორბიტის (გალაქტიკური წელიწადი) დასასრულებლად დაახლოებით 240 მილიონი წელი სჭირდება, ამიტომ, ითვლება, რომ მზემ თავისი სიცოცხლის განმავლობაში 18-20 ორბიტა და ადამიანების წარმოშობის დღიდან 1/1250 ბრუნი დაასრულა. მზის სისტემის ორბიტული სიჩქარე ირმის ნახტომის ცენტრის გარშემო დაახლოებით 220 კმ/წმ ანუ სინათლის სიჩქარის 0.073%-ია. მზე ჰელიოსფეროში 84,000 კმ/სთ სიჩქარით მოძრაობს. ამ სიჩქარით, მზის სისტემას დაახლოებით 1,400 წელი სჭირდება 1 სინათლის წლის მანძილის გასავლელად, ანუ 8 დღე 1 ასტრონომიული ერთეულის გასავლელად. მზის სისტემა მიემართება ღრიანკალის თანავარსკვლავედის მიმართულებით, რომელიც ეკლიპტიკას მიჰყვება.

### გალაქტიკური კვადრანტები

მზის მდებარეობის დიაგრამა ირმის ნახტომში; კუთხეები წარმოადგენს გრძედებს გალაქტიკურ კოორდინატთა სისტემაში
გალაქტიკური კვადრანტი, ან ირმის ნახტომის კვადრანტი, ირმის ნახტომის ოთხი წრიული სექტორიდან ერთ-ერთს წარმოადგენს. ასტრონომიაში, გალაქტიკური კვადრანტების გამოყოფა გალაქტიკურ კოორდინატთა სისტემაზეა დაფუძნებული, რომელშიც მზე კოორდინატთა სისტემის საწყის წერტილად მოიაზრებს.

კვადრანტებს გააჩნიათ თავისი რიგითი ნომერი — მაგალითად, „პირველი გალაქტიკური კვადრანტი“, „მეორე გალაქტიკური კვადრანტი“, ან „ირმის ნახტომის მესამე კვადრანტი“. ჩრდილოეთ გალაქტიკური პოლუსიდან — 0° (ნულოვანი გრადუსი), რომელიც მზიდან იწყება და გალაქტიკური ცენტრის გავლით გადის, რიგითობით შემდეგი კვადრანტებია:

| გალაქტიკური კვადრანტი   | გალაქტიკური გრძედი (ℓ) |   წყარო   |
| --- | --- | --- |
| 1-ლი | 0° ≤ ℓ ≤ 90°   |  |
| მე-2 |   90° ≤ ℓ ≤ 180° |  |
| მე-3 | 180° ≤ ℓ ≤ 270° |  |
| მე-4   | 270° ≤ ℓ ≤ 360° (360° ≅ 0°) |   |

გალაქტიკური გრძედით (ℓ) საათის ისრის საწინააღმდეგო მიმართულებით ზრდით (დადებითი ბრუნვა), როგორც ეს გალაქტიკური ცენტრის ჩრდილოეთიდან ჩანს (ხედვის წერტილი, რომელიც რამდენიმე ასეული ათასი სინათლის წლის მანძილზეა) დედამიწა ბერენიკეს თმების თანავარსკვლავედის მიმართულებით); თუ გალაქტიკური ცენტრის სამხრეთიდან დავაკვირდებით (მოქანდაკის თანავარსკვლავედში მსგავსი მანძილით დაშორებული ხედვის წერტილიდან), ℓ საათის ისრის მიმართულებით გაიზრდებოდა (უარყოფითი ბრუნვა).

## ზოგადი მახასიათებლები

### ზომა

ირმის ნახტომი ადგილობრივი ჯგუფის ორი უდიდესი გალაქტიკიდან ერთ-ერთია (მეორე ანდრომედეს გალაქტიკაა). თუმცა, მისი გალაქტიკური დისკოს ზომა და ის, თუ რამდენად განსაზღვრავს ის იზოფოტალურ დიამეტრს, ბოლომდე შესწავლილი არ არის. ვარაუდობენ, რომ გალაქტიკაში ვარსკვლავების მნიშვნელოვანი ნაწილი 80 ათ. სინ. წელი (26 კპს) დიამეტრშია და რომ გარე დისკოს მიღმა ვარსკვლავების რაოდენობა მკვეთრად მცირდება ძალიან დაბალ ნიშნულამდე, ექსპონენციალური დისკოს ექსტრაპოლაციის მიმართ შიდა დისკოს მასშტაბის სიგრძესთან მიმართებაში.

ასტრონომიაში გალაქტიკის ზომის დასადგენად რამდენიმე მეთოდი გამოიყენება და თითოეულით შესაძლებელია მიღებულ იქნას განსხვავებული შედეგი. ყველაზე ხშირად გამოყენებული მეთოდია D25 სტანდარტი — იზოფოტი, სადაც B-დიაპაზონში (სინათლის 445 ნმ ტალღის სიგრძე, ხილული სპექტრის ლურჯ დიაპაზონში) გალაქტიკის ფოტომეტრული სიკაშკაშე 25 მაგ/არკწმ²-ს აღწევს. 1997 წლის გუდვინის და სხვების შეფასებით, ცეფეიდური ცვლადი ვარსკვლავების განაწილება 17 სხვა სპირალურ გალაქტიკაში შედარდა ირმის ნახტომის ვარსკვლავებთან და მოდელირებული იქნა მათი ზედაპირის სიკაშკაშესთან დამოკიდებულება. ამან მოგვცა ირმის ნახტომის იზოფოტალური დიამეტრი 87.4 ± 3.6 ათ. სინ. წელი (26.8 ± 1.1 კპს), იმის გათვალისწინებით, რომ ექსპონენციალური დისკო წარმოადგენს გალაქტიკურ დისკოს და გალაქტიკის ცენტრალური ზედაპირის სიკაშკაშის (μ0) 22.1 ± 0.3 B-მაგ/არკწმ-2 და დისკოს მასშტაბის სიგრძეს (h) 16.3 ± 1.6 ათ. სინ. წელი (5.0 ± 0.5 კპს) მიღებით.

ეს ანდრომედეს გალაქტიკის იზოფოტალურ დიამეტრზე მნიშვნელოვნად მცირეა და ოდნავ ნაკლებია გალაქტიკების საშუალო იზოფოტალურ ზომებზე, რომლებიც 28.3 კპს-ს (92,000 სინ. წელს) შეადგენს. ნაშრომში ასკვნიან, რომ ირმის ნახტომი და ანდრომედეს გალაქტიკა არ იყო ზედმეტად დიდი სპირალური გალაქტიკები და არც ისინი იყვნენ ცნობილ უდიდესთა შორის (თუ პირველი არ იყო ყველაზე დიდი), როგორც ადრე ფართოდ იყო გავრცელებული მოსაზრების თანახმად, არამედ არიან საშუალო ზომის ჩვეულებრივი სპირალური გალაქტიკები. ირმის ნახტომის შედარებითი ფიზიკური მასშტაბის შესადარებლად, თუ მზის სისტემა ნეპტუნამდე მონეტის ზომის იქნებოდა (24.3 მმ), ირმის ნახტომი დაახლოებით იქნებოდა შეერთებული შტატების ჩრდილო-სამხრეთის უდიდესი ხაზი. 1978 წლის კიდევ უფრო ძველი კვლევა ირმის ნახტომის უფრო დაბალ დიამეტრს, დაახლოებით 75 ათ. სინ. წელი (23 კპს) აჩვენებდა.

2015 წელს გამოქვეყნებულ ნაშრომში აღნიშნული იყო, რომ არსებობს ვარსკვლავების რგოლისებრი ძაფი, სახელწოდებით Triangulum-Andromeda Ring (TriAnd Ring), რომელიც შედარებით ბრტყელი გალაქტიკური სიბრტყის ზემოთ და ქვემოთ ტალღოვანია. როგორც ვარაუდობენ, ერთფეროვანი რგოლის გარდა, ძირითადად დისკოს რხევებისა და ირმის ნახტომის გარშემო შემოხვევის შედეგია, დიამეტრით მინიმუმ 160 ათ. სინ. წელი (50 კპს), რომელიც შესაძლოა თავად ირმის ნახტომის გარე დისკოს ნაწილი იყოს, შესაბამისად, ვარსკვლავური დისკო ამ ზომამდე გაზრდით უფრო დიდი ხდება. 2018 წლის უფრო ბოლოდროინდელმა კვლევამ გარკვეულწილად უარყო ეს ჰიპოთეზა და დაადასტურა, რომ ერთფეროვანი რგოლი, A13 და TriAnd Ring წარმოადგენდნენ ვარსკვლავურ ზედმეტ სიმკვრივეს, რომლებიც საკმაოდ გამოდევნილი იყო მთავარი ვარსკვლავური დისკოდან, ხოლო RR Lyrae ვარსკვლავების სიჩქარის დისპერსია უფრო მაღალი აღმოჩნდა და თავსებადი იყო ჰალოს წევრობასთან.

კიდევ ერთმა 2018 წლის კვლევამ გამოავლინა დისკოსებრი ვარსკვლავების ძალიან სავარაუდო არსებობა გალაქტიკური ცენტრიდან 84.8-103 ათ. სინ. წელი (26-31.5 კპს) ან შესაძლოა კიდევ უფრო შორს, მნიშვნელოვნად მაღლა, დაახლოებით 40-70 ათ. სინ. წელი (13-20 კპს), რაც ოდესღაც დისკოს ვარსკვლავური სიმკვრივის მკვეთრ კლებად მიიჩნეოდა, რაც იმას ნიშნავს, რომ მოსალოდნელი იყო, რომ ამ ზღვარს გადააჭარბებდა ან არცერთი ვარსკვლავი არ იქნებოდა, გარდა იმ ვარსკვლავებისა, რომლებიც გალაქტიკური ჰალოს ძველ პოპულაციას მიეკუთვნებიან.

2020 წლის კვლევამ იწინასწარმეტყველა, რომ ირმის ნახტომის ბნელი მატერიის ჰალოს კიდი დაახლოებით 952 ± 199 ათ. სინ. წელი (292 ± 61 კპს) იქნებოდა, რაც 1905 ± 397.9 ათ. სინ. წელი (584 ± 122 კპს) დიამეტრს ნიშნავს. ირმის ნახტომის ვარსკვლავური დისკოს სისქე ასევე დაახლოებით 40 ათ. სინ. წელი (1.35 კპს) შეადგენს.

### მასა

ირმის ნახტომის სქემატური პროფილი.
აბრევიატურები: GNP/GSP: გალაქტიკური ჩრდილოეთი და სამხრეთი პოლუსები
ირმის ნახტომის მასა მზის მასაზე დაახლოებით 0.88 ტრილიონჯერ მეტია (7011880000000000000♠8.8×1011 *M*☉), გალაქტიკის განსაზღვრისთვის გამოიყენება 200 კპს-ის ზღვარი. ირმის ნახტომის მასის შეფასებები განსხვავდება გამოყენებული მეთოდისა და მონაცემების მიხედვით. შეფასების დიაპაზონის ქვედა ზღვარი არის 7011580000000000000♠5.8×1011 მზის მასა (*M*☉), რაც გარკვეულწილად ნაკლებია ანდრომედეს გალაქტიკაზე.

2009 წელს Very Long Baseline Array-ის გამოყენებით ჩატარებულმა გაზომვებმა აჩვენა, რომ ირმის ნახტომის გარე კიდეზე მდებარე ვარსკვლავებისთვის სიჩქარე 254 კმ/წმ-ს აღწევს. რადგან ორბიტული სიჩქარე დამოკიდებულია ორბიტის რადიუსში არსებულ მთლიან მასაზე, ეს იმაზე მიუთითებს, რომ ირმის ნახტომი უფრო მასიურია, დაახლოებით ტოლი ანდრომედეს გალაქტიკის მასისა, რომელიც მისი ცენტრიდან 160 ათ. სინ. წელი (49 კპს) რადიუსში მდებარეობს და უტოლდება 7011700000000000000♠7×1011 *M*☉-ს. 2010 წელს ჰალო ვარსკვლავების რადიალური სიჩქარის გაზომვის შედეგად დადგინდა, რომ 80 კილოპარსეკში მოთავსებული მასა 7011700000000000000♠7×1011 *M*☉-ია. 2014 წელს ჩატარებულ კვლევით, მთელი ირმის ნახტომის მასა შეფასდა 7011850000000000000♠8.5×1011 *M*☉-ად, მაგრამ ეს ანდრომედეს გალაქტიკის მასის მხოლოდ ნახევარია. ირმის ნახტომის 2019 წლის მასა ბოლოდროინდელი შეფასებით 7012129000000000000♠1.29×1012 *M*☉-ია.

როგორც ჩანს, ირმის ნახტომის მასის დიდი ნაწილი ბნელი მატერიაა, მატერიის უცნობი და უხილავი ფორმა, რომელიც გრავიტაციულად ურთიერთქმედებს ჩვეულებრივ მატერიასთან. ვარაუდობენ, რომ ბნელი მატერიის ჰალო შედარებით თანაბრად არის გაფანტული გალაქტიკური ცენტრიდან 100 კპს-ზე მეტ მანძილზე. მათემატიკური მოდელები ვარაუდობენ, რომ ირმის ნახტომის ბნელი მატერიის მასა 7012100000000000000♠(1–1.5)×1012 *M*☉-ია. 2013 და 2014 წლების კვლევები ასევე მიუთითებს მასის დიაპაზონზე, რომელიც მერყეობს 7012450000000000000♠4.5×1012 *M*☉-დან 7011800000000000000♠8×1011 *M*☉-მდე. შედარებისთვის, ირმის ნახტომში არსებული ყველა ვარსკვლავის საერთო მასა შეფასებულია 7010460000000000000♠4.6×1010 *M*☉-დან 7010643000000000000♠6.43×1010 *M*☉-მდე.

ვარსკვლავების გარდა, არსებობს ვარსკვლავთშორისი აირიც, რომელიც მასის მიხედვით 90%-ით წყალბადს და 10%-ით ჰელიუმს შეიცავს, წყალბადის ორი მესამედი ატომური ფორმითაა, ხოლო დარჩენილი ერთი მესამედი მოლეკულური წყალბადის სახითაა. ირმის ნახტომის ვარსკვლავთშორისი აირის მასა, ვარსკვლავების მთლიანი მასის 10%-დან 15%-მდე ნაწილს შეადგენს. ვარსკვლავთშორისი მტვერი გაზის მთლიანი მასის დამატებით 1%-ია.

2019 წლის მარტში ასტრონომებმა განაცხადეს, რომ ირმის ნახტომის გალაქტიკის ვირიალური მასა დაახლოებით 130 ათ. სინ. წელი (39.5 კპს) რადიუსში 7012154000000000000♠1.54×1012 *M*☉-ის ტოლია, რაც ორჯერ მეტია, ვიდრე ადრე ჩატარებულ კვლევებში იყო განსაზღვრული, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ გალაქტიკის მასის დაახლოებით 90% ბნელი მატერიაა.

2023 წლის სექტემბერში ასტრონომებმა განაცხადეს, რომ ირმის ნახტომის გალაქტიკის ვირიალური მასა მხოლოდ 7011206000000000000♠2.06×1011 *M*☉, რაც წინა კვლევების მასის მხოლოდ მეათედია. მასა განისაზღვრა კოსმოსური ხომალდის Gaia-ს მონაცემებით.

### ბრუნვის მრუდი

ირმის ნახტომის გალაქტიკის ბრუნვის მრუდი. ვერტიკალური ღერძი არის გალაქტიკის ცენტრის გარშემო ბრუნვის სიჩქარე. ჰორიზონტალური ღერძი არის გალაქტიკის ცენტრიდან მანძილი. მზე მონიშნულია ყვითლად. მონაცემთა წერტილები აღნიშნავს დაკვირვებულ ბრუნვის სიჩქარის მრუდს. ირმის ნახტომის ვარსკვლავური მასისა და გაზის მიხედვით პროგნოზირებული მრუდი შავით არის მონიშნული. განსხვავება გამოწვეულია ბნელი მატერიით ან შესაძლოა გრავიტაციის მოდიფიკაციით, როგორიცაა MOND.
ირმის ნახტომში ვარსკვლავები და გაზი მისი ცენტრის გარშემო დიფერენციალურად ბრუნავენ, რაც იმას ნიშნავს, რომ ბრუნვის პერიოდი მდებარეობის მიხედვით იცვლება. როგორც ეს სპირალური გალაქტიკებისთვისაა დამახასიათებელი, ირმის ნახტომში ვარსკვლავების უმეტესობის ორბიტული სიჩქარე ძლიერ არ არის დამოკიდებული ცენტრიდან მათ დაშორებაზე. ცენტრალური ამოზნექილიდან ან გარე რგოლიდან მოშორებით, ტიპიური ვარსკვლავის ორბიტული სიჩქარე 200-დან 220 კმ/წმ-მდეა. შესაბამისად, ტიპიური ვარსკვლავის ორბიტული პერიოდი დაახლოებით პროპორციულია გავლილი ტრაექტორიის სიგრძისა. ეს განსხვავდება მზის სისტემაში არსებული სიტუაციისგან, სადაც ორსხეულიანი გრავიტაციული დინამიკა დომინირებს და სხვადასხვა ორბიტას მნიშვნელოვნად განსხვავებული სიჩქარეები აქვს. ბრუნვის მრუდი (ნაჩვენებია ფიგურაზე) აღწერს ამ ბრუნვას.

თუ ირმის ნახტომი შეიცავდა მხოლოდ ვარსკვლავებში, გაზსა და სხვა ბარიონულ (ჩვეულებრივ) მატერიაში დაფიქსირებულ მასას, ბრუნვის სიჩქარე შემცირდებოდა ცენტრიდან დაშორებასთან ერთად. თუმცა, დაკვირვებული მრუდი შედარებით ბრტყელია, რაც მიუთითებს დამატებით მასაზე, რომლის პირდაპირ აღმოჩენა ელექტრომაგნიტური გამოსხივებით შეუძლებელია. ეს შეუსაბამობა ბნელ მატერიას მიეწერება. ირმის ნახტომის ბრუნვის მრუდი ემთხვევა სპირალური გალაქტიკების უნივერსალურ ბრუნვის მრუდს, რაც გალაქტიკებში ბნელი მატერიის არსებობის საუკეთესო მტკიცებულებაა. ალტერნატიულად, ასტრონომთა უმცირესობა ვარაუდობს, რომ გრავიტაციის კანონის მოდიფიკაციამ შეიძლება ახსნას დაკვირვებული ბრუნვის მრუდი.

### თავისებური სიჩქარე

მიუხედავად იმისა, რომ სპეციალური ფარდობითობა აცხადებს, რომ სივრცეში არ არსებობს „სასურველი“ ინერციული საცნობარო სისტემა, რომლითაც შეიძლება ირმის ნახტომის შედარება, ირმის ნახტომს აქვს სიჩქარე კოსმოლოგიური საცნობარო სისტემების მიმართ.

ერთ-ერთი ასეთი საცნობარო სისტემაა ჰაბლის ნაკადი, გალაქტიკური გროვების აშკარა მოძრაობები სივრცის გაფართოების გამო. ცალკეულ გალაქტიკებს, მათ შორის ირმის ნახტომს, აქვთ თავისებური სიჩქარეები საშუალო ნაკადთან მიმართებაში. ამრიგად, ირმის ნახტომის ჰაბლის ნაკადთან შესადარებლად, უნდა გავითვალისწინოთ საკმარისად დიდი მოცულობა, რათა სამყაროს გაფართოება დომინირებდეს ლოკალურ, შემთხვევით მოძრაობებზე. საკმარისად დიდი მოცულობა ნიშნავს, რომ ამ მოცულობაში გალაქტიკების საშუალო მოძრაობა ტოლია ჰაბლის ნაკადის. ასტრონომები თვლიან, რომ ირმის ნახტომი ამ ლოკალური თანამოძრავი საცნობარო სისტემის მიმართ დაახლოებით 630 კმ/წმ სიჩქარით მოძრაობს.

ირმის ნახტომი დიდი მიმზიდველისა და სხვა გალაქტიკური გროვების, მათ შორის მის უკან მდებარე შაპლის ზეგროვის, ზოგადი მიმართულებით მოძრაობს.ლოკალური ჯგუფი, გრავიტაციულად დაკავშირებული გალაქტიკების გროვა, რომელიც სხვათა შორის შეიცავს ირმის ნახტომსა და ანდრომედას გალაქტიკას, არის ზეგროვის ნაწილი, რომელსაც ადგილობრივი ზეგროვა ეწოდება და რომლის ცენტრი ქალწულის გროვასთან ახლოსაა: მიუხედავად იმისა, რომ ისინი ჰაბლის ნაკადის ფარგლებში ერთმანეთს 967 კმ/წმ სიჩქარით შორდებიან, ეს სიჩქარე ნაკლებია, ვიდრე მოსალოდნელი იყო 16.8 მილიონი ცალი მანძილის გათვალისწინებით, რაც ადგილობრივ ჯგუფსა და ქალწულის გროვას შორის გრავიტაციული მიზიდულობის გამოა.

კიდევ ერთი საცნობარო სისტემა კოსმოსური მიკროტალღური ფონის (CMB) მეშვეობით არის წარმოდგენილი, რომელშიც CMB-ის ტემპერატურა ყველაზე ნაკლებად არის დამახინჯებული დოპლერის წანაცვლებით (ნულოვანი დიპოლური მომენტი). ირმის ნახტომი ამ სისტემასთან მიმართებაში მოძრაობს 552 ± 6 კმ/წმ სიჩქარით, 10.5 მარჯვნივ ასცენციისკენ, −24°-იანი დახრილობისკენ (J2000 ეპოქა, ჰიდრას ცენტრთან ახლოს). ეს მოძრაობა დაკვირვებულია ისეთი თანამგზავრების მიერ, როგორიცაა კოსმოსური ფონის მკვლევარი (COBE) და ვილკინსონის მიკროტალღური ანიზოტროპიის ზონდი (WMAP), როგორც დიპოლური წვლილი CMB-ში, რადგან CMB სისტემაში წონასწორობაში მყოფი ფოტონები მოძრაობის მიმართულებით ლურჯად გადაინაცვლებენ, ხოლო საპირისპირო მიმართულებით წითლად გადაინაცვლებენ.

## შემადგენლობა

2MASS ინფრაწითელი ტელესკოპით დანახული გალაქტიკური ცენტრი — გამოსახულების კაშკაშა არე, ფოტოს მარცხენა ზედა ნაწილში
ირმის ნახტომი შეიცავს 100-დან 400 მილიარდ ვარსკვლავამდე და სულ მცირე ამდენივე პლანეტას. ზუსტი ციფრი დამოკიდებული იქნება ძალიან დაბალი მასის მქონე ვარსკვლავების რაოდენობის დათვლაზე, რომელთა აღმოჩენაც რთულია, განსაკუთრებით მზიდან 300 სინ. წელი (90 პს) მეტი მანძილის დაშორებით. შედარებისთვის, მეზობელი ანდრომედას გალაქტიკა შეიცავს დაახლოებით ერთ ტრილიონ (1012) ვარსკვლავს. ირმის ნახტომი შეიძლება შეიცავდეს ათი მილიარდ თეთრ ჯუჯას, მილიარდ ნეიტრონულ ვარსკვლავს და ას მილიონ ვარსკვლავურ შავ ხვრელს. ვარსკვლავებს შორის სივრცეს ავსებს გაზისა და მტვრის დისკო, რომელსაც ვარსკვლავთშორისი გარემო ეწოდება. ამ დისკს აქვს რადიუსის მინიმუმ მსგავსი სიგრძე ვარსკვლავებთან შედარებით, ხოლო გაზის ფენის სისქე მერყეობს ასობით სინათლის წლიდან ცივი გაზისთვის ათასობით სინათლის წლამდე თბილი გაზისთვის.

ირმის ნახტომის ვარსკვლავების დისკს არ აქვს ბასრი კიდე, რომლის მიღმაც ვარსკვლავები არ არის. პირიქით, ვარსკვლავების კონცენტრაცია მცირდება ირმის ნახტომის ცენტრიდან დაშორებასთან ერთად. ცენტრიდან დაახლოებით 40 ათ. სინ. წელი (13 კპს) რადიუსის მიღმა, კუბურ პარსეკში ვარსკვლავების რაოდენობა რადიუსთან ერთად გაცილებით სწრაფად მცირდება. გალაქტიკურ დისკს გარს აკრავს ვარსკვლავებისა და გლობულური გროვების სფერული გალაქტიკური ჰალო, რომელიც უფრო გარეთ ვრცელდება, მაგრამ ზომით შეზღუდულია ირმის ნახტომის ორი თანამგზავრის, დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლების ორბიტებით, რომელთა გალაქტიკურ ცენტრთან ყველაზე ახლოს მიახლოება დაახლოებით 180 ათ. სინ. წელი (55 კპს) მანძილია. ამ მანძილზე ან მის მიღმა, ჰალო ობიექტების უმეტესობის ორბიტები მაგელანის ღრუბლებით იქნება დარღვევული. შესაბამისად, ასეთი ობიექტები, სავარაუდოდ, ირმის ნახტომის მიმდებარე ტერიტორიიდან გამოიტყორცნება. ირმის ნახტომის ინტეგრირებული აბსოლუტური ვიზუალური სიდიდე დაახლოებით −20.9-ის ტოლია.

როგორც გრავიტაციული მიკროლინზირების, ასევე პლანეტების ტრანზიტის დაკვირვებები მიუთითებს, რომ შესაძლოა ვარსკვლავებთან დაკავშირებული პლანეტების რაოდენობა იმდენივე იყოს, რამდენიც ირმის ნახტომში ვარსკვლავების რაოდენობაა, ხოლო მიკროლინზირების გაზომვები მიუთითებს, რომ ვარსკვლავებთან დაკავშირებული არ არის დაკავშირებული უფრო მეტი მოხეტიალე პლანეტა, ვიდრე ვარსკვლავი. ირმის ნახტომი საშუალოდ შეიცავს მინიმუმ ერთ პლანეტას თითო ვარსკვლავზე, რაც იწვევს 100-400 მილიარდ პლანეტას, კეპლერის კოსმოსური ობსერვატორიის მიერ ხუთპლანეტიანი ვარსკვლავური სისტემის, კეპლერ-32-ის, 2013 წლის იანვარში ჩატარებული კვლევის თანახმად. კეპლერის მონაცემების 2013 წლის იანვარში ჩატარებული სხვა ანალიზით დადგინდა, რომ ირმის ნახტომში დედამიწის ზომის მინიმუმ 17 მილიარდი ეგზოპლანეტაა.

2013 წლის ნოემბერში, კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპის მონაცემებზე დაყრდნობით, ასტრონომებმა განაცხადეს, რომ ირმის ნახტომში მზის მსგავსი ვარსკვლავებისა და წითელი ჯუჯების სასიცოცხლო ზონებში შესაძლოა დედამიწის ზომის 40 მილიარდამდე პლანეტა მოძრაობდეს. ​​ამ სავარაუდო პლანეტებიდან 11 მილიარდი შესაძლოა მზის მსგავსი ვარსკვლავების გარშემო ბრუნავდეს. 2016 წლის კვლევის თანახმად, უახლოესი ეგზოპლანეტა შესაძლოა 4.2 სინათლის წლის დაშორებით იყოს და წითელი ჯუჯა პროქსიმა კენტავრის გარშემო ბრუნავდეს. ასეთი დედამიწის ზომის პლანეტები შესაძლოა გაზის გიგანტებზე მრავალრიცხოვანი იყოს, თუმცა მათი მცირე ზომის გამო დიდ მანძილზე აღმოჩენა უფრო რთულია. ეგზოპლანეტების გარდა, ასევე აღმოჩენილია „ეგზოკომეტები“, მზის სისტემის მიღმა არსებული კომეტები, რომლებიც შესაძლოა ირმის ნახტომშიც გავრცელებული იყოს. უფრო ახლახანს, 2020 წლის ნოემბერში, ირმის ნახტომის გალაქტიკაში სავარაუდოდ 300 მილიონზე მეტი სასიცოცხლო ეგზოპლანეტა არსებობს.

სამყაროს სხვა, უფრო შორეულ გალაქტიკებთან შედარებით, ირმის ნახტომის გალაქტიკაში ნეიტრინოების სიკაშკაშე საშუალოზე დაბალია, რაც ჩვენს გალაქტიკას „ნეიტრინოების უდაბნოდ“ აქცევს.

## სტრუქტურა

ირმის ნახტომის საერთო სტრუქტურის სხვადასხვა ელემენტები
ირმის ნახტომი შედგება ზოლის ფორმის ბირთვის რეგიონისგან, რომელიც გარშემორტყმულია გაზის, მტვრისა და ვარსკვლავების დეფორმირებული დისკოთი. ირმის ნახტომში მასის განაწილება ძალიან ჰგავს ჰაბლის კლასიფიკაციის Sbc ტიპს, რომელიც წარმოადგენს სპირალურ გალაქტიკებს შედარებით სუსტად დახვეული მკლავებით. ასტრონომებმა პირველად 1960-იან წლებში დაიწყეს ვარაუდი, რომ ირმის ნახტომი არის ზოლიანი სპირალური გალაქტიკა და არა ჩვეულებრივი სპირალური გალაქტიკა. ეს ვარაუდები დადასტურდა სპიცერის კოსმოსური ტელესკოპის 2005 წლის დაკვირვებებით, რომლებმაც აჩვენა, რომ ირმის ნახტომის ცენტრალური ზოლი უფრო დიდი იყო, ვიდრე ადრე ეგონათ.

### გალაქტიკის ცენტრი

რადიოტალღებში მოვლენათა ჰორიზონტის ტელესკოპის მიერ გადაღებული სუპერმასიური შავი ხვრელი Sagittarius A\*. ცენტრალური ბნელი ლაქა შავი ხვრელის ჩრდილია, რომელიც მოვლენათა ჰორიზონტზე დიდია.კაშკაშა რენტგენული გამოსხივება Sagittarius A\*-დან (ჩანართი) ირმის ნახტომის ცენტრში, როგორც ეს ჩანდრას რენტგენის ობსერვატორიამ აღმოაჩინა.
მზე გალაქტიკური ცენტრიდან 25-28 ათ. სინ. წელი (7.7-8.6 კპს) დაშორებით მდებარეობს. ეს მნიშვნელობა შეფასებულია გეომეტრიული მეთოდების გამოყენებით ან შერჩეული ასტრონომიული ობიექტების გაზომვით, რომლებიც სტანდარტულ სანთლებს წარმოადგენენ, სხვადასხვა ტექნიკით, რომლებიც ამ სავარაუდო დიაპაზონში სხვადასხვა მნიშვნელობებს იძლევა. შიდა რამდენიმე კილოპარსეკში (დაახლოებით 10 ათ. სინ. წლის რადიუსი) ძირითადად ძველი ვარსკვლავების მკვრივი კონცენტრაციაა დაახლოებით სფეროიდულ ფორმაში, რომელსაც ამობურცულობა ეწოდება. ვარაუდობენ, რომ ირმის ნახტომს არ აქვს ამობურცულობა წინა გალაქტიკებს შორის შეჯახებისა და შერწყმის გამო და რომ მის ნაცვლად მას მხოლოდ ფსევდო ამობურცულობა აქვს, რომელიც მისი ცენტრალური ზოლით არის წარმოქმნილი. თუმცა, ლიტერატურაში არსებობს დაბნეულობა ზოლში არასტაბილურობით შექმნილი (არაქისის ნაჭუჭის) ფორმის სტრუქტურასა და შესაძლო ამობურცულობას შორის, რომლის მოსალოდნელი ნახევრად სინათლის რადიუსი 0.5 კპს-ია.

გალაქტიკის ცენტრი აღინიშნება ინტენსიური რადიოწყაროთი, სახელწოდებით Sagittarius A\* (გამოითქმის როგორც Sagittarius A-ვარსკვლავი). ცენტრის გარშემო მატერიის მოძრაობა მიუთითებს, რომ Sagittarius A\* მალავს მასიურ, კომპაქტურ ობიექტს. მასის ეს კონცენტრაცია საუკეთესოდ აიხსნება, როგორც სუპერმასიური შავი ხვრელი (SMBH), რომლის მასა დაახლოებით მზის მასაზე 4.1-4.5 მილიონჯერ მეტია. SMBH-ის აკრეციის სიჩქარე შეესაბამება არააქტიურ გალაქტიკურ ბირთვს, რომელიც წელიწადში 6995100000000000000♠1×10−5 *M*☉-ით არის შეფასებული. დაკვირვებები მიუთითებს, რომ არსებობს SMBH-ები, რომლებიც მდებარეობს ნორმალური გალაქტიკების უმეტესობის ცენტრთან ახლოს.

ირმის ნახტომის ზოლის ბუნება აქტიურად განიხილება, მისი ნახევარსიგრძისა და ორიენტაციის შეფასებით, რომელიც 3-16 ათ. სინ. წელი (1-5 კპს) და დედამიწიდან გალაქტიკის ცენტრისკენ ხედვის ხაზთან მიმართებაში 10-50 გრადუსს მოიცავს. ზოგიერთი ავტორი მიიჩნევს, რომ ირმის ნახტომს ორი განსხვავებული ზოლი აქვს, ერთი მეორეში ჩაფლული. თუმცა, RR Lyrae ტიპის ვარსკვლავები არ აკვირდებიან თვალსაჩინო გალაქტიკურ ზოლს. ზოლი შესაძლოა გარშემორტყმული იყოს რგოლით, რომელსაც „5 კპს რგოლი“ ეწოდება და რომელიც შეიცავს ირმის ნახტომში არსებული მოლეკულური წყალბადის დიდ ნაწილს, ასევე ირმის ნახტომის ვარსკვლავთწარმოქმნის აქტივობის უმეტეს ნაწილს. ანდრომედას გალაქტიკიდან დანახვისას, ეს იქნებოდა ირმის ნახტომის ყველაზე კაშკაშა მახასიათებელი. ბირთვიდან რენტგენის გამოსხივება ემთხვევა ცენტრალური ზოლის გარშემო არსებულ მასიურ ვარსკვლავებს და გალაქტიკურ ქედს.

2023 წლის ივნისში, ნაოკო კურაჰაში ნილსონის ხელმძღვანელობით ასტრონომებმა განაცხადეს, რომ გამოიყენეს ახალი კასკადური ნეიტრინო ტექნიკა, რათა პირველად დაედგინათ ნეიტრინოების გამოყოფა ირმის ნახტომის გალაქტიკური სიბრტყიდან, რითაც შეიქმნა ირმის ნახტომის პირველი ნეიტრინო ხედი.

#### გამა სხივები და რენტგენის სხივები

რენტგენული გამოსხივება მთელი ცის მასშტაბით
1970 წლიდან, სხვადასხვა გამა-სხივების აღმოჩენის მისიებმა აღმოაჩინეს 511 კევ გამა-სხივები, რომლებიც გალაქტიკური ცენტრის ზოგადი მიმართულებიდან მოდის. ეს გამა-სხივები წარმოიქმნება პოზიტრონების (ანტიელექტრონების) ელექტრონებთან ანიჰილაციის შედეგად. 2008 წელს აღმოჩნდა, რომ გამა-სხივების წყაროების განაწილება დაბალი მასის რენტგენის ორმაგი სისტემების განაწილებას წააგავს, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ეს რენტგენის ორმაგი სისტემები პოზიტრონებს (და ელექტრონებს) აგზავნიან ვარსკვლავთშორის სივრცეში, სადაც ისინი ანელებენ და ანიჰილაციას უკეთებენ. დაკვირვებები განხორციელდა როგორც NASA-ს, ასევე ESA-ს თანამგზავრების მიერ. 1970 წელს, გამა-სხივების დეტექტორებმა აღმოაჩინეს, რომ გამოსხივების რეგიონი დაახლოებით 10,000 სინათლის წლის დიამეტრის იყო, მზის სიკაშკაშით დაახლოებით 10,000-ჯერ მეტი სიკაშკაშით.

2010 წელს, ფერმის გამა-სხივური კოსმოსური ტელესკოპის მონაცემების გამოყენებით, ირმის ნახტომის ბირთვის ჩრდილოეთით და სამხრეთით აღმოაჩინეს მაღალი ენერგიის გამა-გამოსხივების ორი გიგანტური სფერული ბუშტი. თითოეული ბუშტის დიამეტრი დაახლოებით 25 ათ. სინ. წელი (7.7 კპს) (ანუ გალაქტიკის სავარაუდო დიამეტრის დაახლოებით 1/4); ისინი სამხრეთ ნახევარსფეროს ღამის ცაზე გრუსამდე და ქალწულამდეა გადაჭიმული. შემდგომში, პარკსის ტელესკოპით რადიოსიხშირეებზე დაკვირვებებმა გამოავლინა პოლარიზებული გამოსხივება, რომელიც ფერმის ბუშტებთანაა დაკავშირებული. ეს დაკვირვებები საუკეთესოდ შეიძლება იქნას განმარტებული, როგორც მაგნიტიზებული ნაკადი, რომელიც გამოწვეულია ვარსკვლავების ფორმირებით ირმის ნახტომის ცენტრალურ 640 სინ. წელი (200 პს) ვარსკვლავებში.

მოგვიანებით, 2015 წლის 5 იანვარს, NASA-მ განაცხადა, რომ მშვილდოსანი A\*-დან დააფიქსირა რენტგენის აფეთქება, რომელიც ჩვეულებრივზე 400-ჯერ უფრო კაშკაშა იყო, რაც რეკორდული მაჩვენებელი იყო. უჩვეულო მოვლენა შესაძლოა გამოწვეული ყოფილიყო შავ ხვრელში ჩავარდნილი ასტეროიდის დაშლით ან მშვილდოსანი A\*-ში ჩამდინარე გაზში მაგნიტური ველის ხაზების ჩახლართვით.

### სპირალური მკლავები

ირმის ნახტომის სპირალური მკლავების დაკვირვებული (ნორმალური ხაზები) და ექსტრაპოლირებული (წერტილოვანი ხაზები) სტრუქტურა, დანახული გალაქტიკის ჩრდილოეთიდან - ამ ხედში გალაქტიკა ბრუნავს საათის ისრის მიმართულებით. მზის პოზიციიდან (ზედა ცენტრი) გამომავალი ნაცრისფერი ხაზები შესაბამისი თანავარსკვლავედებს უთითებს.
გალაქტიკური ზოლის გრავიტაციული გავლენის გარეთ, ირმის ნახტომის დისკოში ვარსკვლავთშორისი სივრცისა და ვარსკვლავების სტრუქტურა ორგანიზებულია ოთხ სპირალურ მკლავად. სპირალური მკლავები, როგორც წესი, შეიცავს ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრის უფრო მაღალ სიმკვრივეს, ვიდრე გალაქტიკური საშუალო, ასევე ვარსკვლავთწარმოქმნის უფრო დიდ კონცენტრაციას, რასაც აკვირდებიან H II რეგიონები და მოლეკულური ღრუბლები.

ირმის ნახტომის სპირალური სტრუქტურა გაურკვეველია და ამჟამად არ არსებობს კონსენსუსი მისი მკლავების ბუნებაზე. იდეალური ლოგარითმული სპირალური ნიმუშები მხოლოდ უხეშად აღწერს მზის მახლობლად არსებულ მახასიათებლებს, რადგან გალაქტიკებს ხშირად აქვთ მკლავები, რომლებიც იტოტებიან, ერწყმიან, მოულოდნელად იხვევიან და ხასიათდებიან გარკვეული ხარისხის არარეგულარობით. მზის შესაძლო სცენარი ტოტოვან / ლოკალურ მკლავში ხაზს უსვამს ამ საკითხს და მიუთითებს, რომ ასეთი მახასიათებლები, სავარაუდოდ, უნიკალური არ არის და არსებობს ირმის ნახტომის სხვა ადგილებშიც. მკლავების დახრილობის კუთხის შეფასებები დაახლოებით 7°-დან 25°-მდე მერყეობს. ვარაუდობენ, რომ არსებობს ოთხი სპირალური მკლავი, რომლებიც იწყება ირმის ნახტომის გალაქტიკის ცენტრის მახლობლად. მათ შემდეგი სახელები აქვთ, ხოლო გამოსახულებაზე მკლავების პოზიციებია ნაჩვენები:

| ფერი | მკლავი |
| --- | --- |
|  | პერსევსის მკლავი |
|  | გონიოს მკლავი |
|  | ფარი-კენტავრის მკლავი |
|  | მშვილდოსნის მკლავი |
| *არსებობს ორი მცირე მკლავი, მათ შორის:* |
|  | ორიონი-გედის (სადაც ჩვენი მზის სისტემა მდებარეობს) |

ორ სპირალურ მკლავს, სკუტუმ-კენტავრის მკლავს და კილიტა-მშვილდოსნის მკლავს, მზის ორბიტაზე, ირმის ნახტომის ცენტრის მახლობლად, ტანგენსური წერტილები აქვს. თუ ეს მკლავები გალაქტიკურ დისკოში ვარსკვლავების საშუალო სიმკვრივესთან შედარებით ვარსკვლავების სიმკვრივეს ჭარბად შეიცავს, მისი აღმოჩენა შესაძლებელი იქნება ტანგენსურ წერტილთან ახლოს ვარსკვლავების დათვლით. ახლო ინფრაწითელი სინათლის ორმა კვლევამ, რომელიც ძირითადად წითელი გიგანტების მიმართ მგრძნობიარეა და მტვრის გადაშენებაზე გავლენას არ ახდენს, სკუტუმ-კენტავრის მკლავში პროგნოზირებული ჭარბი რაოდენობა აღმოაჩინა, მაგრამ არა კილიტა-მშვილდოსნის მკლავში: სკუტუმ-კენტავრის მკლავი დაახლოებით 30%-ით მეტ წითელ გიგანტს შეიცავს, ვიდრე სპირალური მკლავის არარსებობის შემთხვევაში იქნებოდა მოსალოდნელი.

ეს დაკვირვება იმაზე მიუთითებს, რომ ირმის ნახტომს მხოლოდ ორი მთავარი ვარსკვლავური მკლავი აქვს: პერსევსის მკლავი და სკუტუმ-კენტავრის მკლავი. დანარჩენი მკლავები ჭარბ გაზს შეიცავს, მაგრამ არა ჭარბ ძველ ვარსკვლავებს. 2013 წლის დეკემბერში ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ ახალგაზრდა ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონების განაწილება ემთხვევა ირმის ნახტომის ოთხმხრივ სპირალურ აღწერას. ამრიგად, ირმის ნახტომს, როგორც ჩანს, აქვს ორი სპირალური მკლავი, როგორც ძველი ვარსკვლავები და ოთხი სპირალური მკლავი, როგორც აირისა და ახალგაზრდა ვარსკვლავები. ამ აშკარა შეუსაბამობის ახსნა გაურკვეველია.

3 კპს-ის თითქმის მკლავი (ასევე ცნობილია, როგორც გაფართოების 3 კპს მკლავი ან უბრალოდ 3 კპს მკლავი) აღმოაჩინეს 1950-იან წლებში ასტრონომ ვან ვორდენმა და მისმა თანამშრომლებმა HI-ის (ატომური წყალბადის) 21 სანტიმეტრიანი რადიოგაზომვების მეშვეობით. აღმოჩნდა, რომ ის ცენტრალური ამოზნექილიდან 50 კმ/წმ-ზე მეტი სიჩქარით ფართოვდება. ის მდებარეობს მეოთხე გალაქტიკურ კვადრანტში, მზიდან დაახლოებით 5.2 კპს-ის და გალაქტიკური ცენტრიდან 3.3 კპს-ის დაშორებით. შორეული 3 კპს მკლავი 2008 წელს ასტრონომმა ტომ დეიმმა (ასტროფიზიკის ცენტრი | ჰარვარდი და სმითსონიანი) აღმოაჩინა. ის მდებარეობს პირველ გალაქტიკურ კვადრანტში, გალაქტიკური ცენტრიდან 3 კპს (დაახლოებით 10,000 ლი) მანძილზე.

2011 წელს გამოქვეყნებული სიმულაციით ვარაუდობენ, რომ ირმის ნახტომმა შესაძლოა სპირალური მკლავის სტრუქტურა მშვილდოსნის ჯუჯა ელიფსურ გალაქტიკასთან განმეორებითი შეჯახების შედეგად მიიღო.

ვარაუდობენ, რომ ირმის ნახტომი შეიცავს ორ განსხვავებულ სპირალურ ნიმუშს: შიდა ნიმუშს, რომელიც სწრაფად ბრუნავს მშვილდოსნის მკლავით და გარე ნიმუშს, რომელიც ქმნიან კარინასა და პერსევსის მკლავებით, რომელთა ბრუნვის სიჩქარე უფრო დაბალია და მკლავები მჭიდროდ არის შეხვეული. ამ სცენარში, რომელიც სხვადასხვა სპირალური მკლავების დინამიკის რიცხვითი სიმულაციებით არის მინიშნებული, გარე ნიმუშს გარე ფსევდორგოლის ფორმირება მოუწევს, და ორი ნიმუშს ერთმანეთთან დაკავშირებული ექნება გედის მკლავი.

მთავარი სპირალური მკლავების გარეთ მდებარეობს ერთფეროვანი რგოლი (ანუ გარე რგოლი), გაზისა და ვარსკვლავების რგოლი, რომელიც მილიარდობით წლის წინ სხვა გალაქტიკებიდან მოწყვეტილია. თუმცა, სამეცნიერო საზოგადოების რამდენიმე წევრმა ცოტა ხნის წინ კიდევ ერთხელ დაადასტურა თავისი პოზიცია და დაადასტურა, რომ ერთფეროვანი რგოლის სტრუქტურა სხვა არაფერია, თუ არა ირმის ნახტომის გაბერილი და დეფორმირებული სქელი დისკოოს მიერ წარმოქმნილი ჭარბი სიმკვრივე. ირმის ნახტომის დისკოს სტრუქტურა „S“-ის მრუდის გასწვრივ არის დეფორმირებული.

### ჰალო

გალაქტიკური დისკო გარშემორტყმულია ძველი ვარსკვლავებისა და გლობულური გროვების სფეროიდული ჰალოთი, რომელთა 90% გალაქტიკური ცენტრიდან 100 000 სინათლის წლის (30 კპს) რადიუსში მდებარეობს. თუმცა, რამდენიმე გლობალური გროვები უფრო შორსაც აღმოაჩინეს, როგორიცაა PAL 4 და AM 1 გალაქტიკური ცენტრიდან 200 000 სინათლის წელზე მეტ მანძილზე. ირმის ნახტომის გროვების დაახლოებით 40% რეტროგრადულ ორბიტაზეა, რაც ნიშნავს, რომ ისინი ირმის ნახტომის ბრუნვის საპირისპირო მიმართულებით მოძრაობენ. გლობალურ გროვებს შეუძლიათ ირმის ნახტომის გარშემო როზეტისებრი ორბიტების გაყოლა, ვარსკვლავის გარშემო პლანეტის ელიფსური ორბიტისგან განსხვავებით.

მიუხედავად იმისა, რომ დისკო შეიცავს მტვერს, რომელიც ხედვას ზოგიერთ ტალღის სიგრძეზე აფერხებს, ჰალოს კომპონენტი ამას არ აკეთებს. აქტიური ვარსკვლავთწარმოქმნა ხდება დისკოში (განსაკუთრებით სპირალურ მკლავებში, რომლებიც მაღალი სიმკვრივის არეალებს წარმოადგენენ), მაგრამ არ ხდება ჰალოში, რადგან ვარსკვლავებად კოლაფსირებისთვის ცოტა ცივი გაზია. ღია გროვებიც ძირითადად დისკზეა განლაგებული.

21-ე საუკუნის დასაწყისში აღმოჩენებმა ირმის ნახტომის სტრუქტურის შესახებ ჩვენს გაგებას ახალი განზომილებები შესძინა. ანდრომედას გალაქტიკის (M31) დისკოს (M31) გაცილებით უფრო შორს გავრცელების აღმოჩენით, ვიდრე ადრე ეგონათ, აშკარა ხდება ირმის ნახტომის დისკოს უფრო შორს გაფართოების შესაძლებლობა და ამას ადასტურებს გედის მკლავის გარე მკლავის გაფართოების და სკუტუმ-კენტავრის მკლავის მსგავსი გაფართოების აღმოჩენის მტკიცებულებები. მშვილდოსნის ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკის აღმოჩენით მოხდა გალაქტიკური ნარჩენების ლენტის აღმოჩენა, რადგან ჯუჯა გალაქტიკის პოლარული ორბიტა და მისი ურთიერთქმედება ირმის ნახტომთან მას ანადგურებს. 2004 წელს, ირმის ნახტომის გარშემო სიბრტყის ორბიტაზე მოძრავი გალაქტიკური ნარჩენების რგოლის აღმოჩენის შემდეგ, თავდაპირველად ითვლებოდა, რომ ნარჩენები დიდი ძაღლის ჯუჯა გალაქტიკის სახელით ცნობილი სისტემის ნაშთი იყო. სხვა მეცნიერები თვლიდნენ, რომ ეს გალაქტიკური დეფორმაციის შედეგი იყო, ეს მოსაზრება 2021 წლის მონაცემებითაც დადასტურდა.

ჩრდილოეთის ცის Sloan Digital Sky Survey აჩვენებს უზარმაზარ, დიფუზურ სტრუქტურას (გაშლილი სავსე მთვარის ზომაზე დაახლოებით 5000-ჯერ დიდი ფართობით), რომელიც, როგორც ჩანს, არ შეესაბამება ამჟამინდელ მოდელებს. ვარსკვლავების კრებული თითქმის პერპენდიკულარულად ამოდის ირმის ნახტომის სპირალური მკლავების სიბრტყის მიმართ. სავარაუდო ინტერპრეტაციაა, რომ ჯუჯა გალაქტიკა ერწყმის ირმის ნახტომს. ამ გალაქტიკას სავარაუდოდ ქალწულის ვარსკვლავური ნაკადი ეწოდება და მდებარეობს ქალწულის მიმართულებით, დაახლოებით 30 000 სინათლის წლის (9 კპს) დაშორებით.

#### აირისებრი ჰალო

ვარსკვლავური ჰალოს გარდა, ჩანდრას რენტგენის ობსერვატორიამ, XMM-ნიუტონმა და სუზაკუმ წარმოადგინეს მტკიცებულება, რომ არსებობს ასევე აირისებრი ჰალო, რომელიც შეიცავს დიდი რაოდენობით ცხელ აირს. ეს ჰალო ასობით ათასი სინათლის წლის მანძილზეა გადაჭიმული, გაცილებით შორს, ვიდრე ვარსკვლავური ჰალო და ახლოსაა დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლების მანძილთან. ამ ცხელი ჰალოს მასა თითქმის უდრის თავად ირმის ნახტომის მასას. ამ ჰალოს გაზის ტემპერატურა 1-დან 2,5 მილიონ კ-მდე (1,8 და 4,5 მილიონი °F) მერყეობს.

შორეული გალაქტიკების დაკვირვებები მიუთითებს, რომ სამყაროს დაახლოებით ერთი მეექვსედ ნაკლები ბარიონული (ჩვეულებრივი) მატერია ჰქონდა, ვიდრე ბნელი მატერია, როდესაც ის სულ რაღაც რამდენიმე მილიარდი წლის იყო. თუმცა, ამ ბარიონების მხოლოდ დაახლოებით ნახევარია გათვალისწინებული თანამედროვე სამყაროში, ახლომდებარე გალაქტიკების, როგორიცაა ირმის ნახტომი, დაკვირვებების საფუძველზე. თუ დადასტურდება დასკვნა, რომ ჰალოს მასა შედარებადია ირმის ნახტომის მასასთან, ეს შეიძლება იყოს ირმის ნახტომის გარშემო დაკარგული ბარიონების ვინაობა.

## ფორმირება

### ისტორია

ირმის ნახტომი დაიწყო, როგორც ერთი ან რამდენიმე მცირე ჭარბი სიმკვრივე სამყაროში მასის განაწილებაში, დიდი აფეთქების შემდეგ მალევე, 13.61 მილიარდი წლის წინ. ამ ჭარბი სიმკვრივიდან ზოგიერთი წარმოადგენდა გლობულური გროვების საფუძველს, რომლებშიც წარმოიქმნა უძველესი დარჩენილი ვარსკვლავები იმ ტერიტორიაზე, რასაც ახლა ირმის ნახტომი ეწოდება. ირმის ნახტომში მატერიის თითქმის ნახევარი შესაძლოა სხვა შორეული გალაქტიკებიდან მომდინარეობდეს. ეს ვარსკვლავები და გროვები ახლა ირმის ნახტომის ვარსკვლავურ ჰალოს ქმნიან. პირველი ვარსკვლავების დაბადებიდან რამდენიმე მილიარდი წლის განმავლობაში, ირმის ნახტომის მასა საკმარისად დიდი იყო, რომ ის შედარებით სწრაფად ბრუნავდა. კუთხური იმპულსის შენარჩუნების გამო, ამან გამოიწვია აირისებრი ვარსკვლავთშორისი გარემოს კოლაფსი დაახლოებით სფეროიდული ფორმიდან დისკად. ამიტომ, ვარსკვლავების შემდგომი თაობები წარმოიქმნა ამ სპირალურ დისკში. დისკში შეინიშნება ახალგაზრდა ვარსკვლავების უმეტესობა, მათ შორის მზე.

პირველი ვარსკვლავების ჩამოყალიბების დაწყების შემდეგ, ირმის ნახტომი გაიზარდა როგორც გალაქტიკური შერწყმების გზით (განსაკუთრებით ირმის ნახტომის ზრდის ადრეულ ეტაპზე), ასევე გაზის აკრეციის გზით პირდაპირ გალაქტიკური ჰალოდან. ამჟამად ირმის ნახტომი აგროვებს მასალას რამდენიმე პატარა გალაქტიკიდან, მათ შორის მისი ორი უდიდესი თანამგზავრი გალაქტიკიდან, დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლებიდან, მაგელანის ნაკადის მეშვეობით. გაზის პირდაპირი აკრეცია შეინიშნება მაღალი სიჩქარის ღრუბლებში, როგორიცაა სმიტის ღრუბელი.

კოსმოლოგიური სიმულაციები მიუთითებს, რომ 11 მილიარდი წლის წინ ის შეერწყა განსაკუთრებით დიდ გალაქტიკას, რომელსაც კრაკენი ეწოდება. ირმის ნახტომის ისეთი თვისებები, როგორიცაა ვარსკვლავური მასა, კუთხური იმპულსი და მეტალურობა მის უკიდურეს რეგიონებში, მიუთითებს, რომ ბოლო 10 მილიარდი წლის განმავლობაში მას არ განუცდია შერწყმა დიდ გალაქტიკებთან. ბოლო დროს დიდი შერწყმების ეს არარსებობა უჩვეულოა მსგავსი ტიპის სპირალურ გალაქტიკებს შორის. მის მეზობელს, ანდრომედას გალაქტიკას, როგორც ჩანს, უფრო ტიპური ისტორია აქვს, რომელიც შედარებით დიდ გალაქტიკებთან შედარებით ბოლოდროინდელი შერწყმებით არის ჩამოყალიბებული.

ბოლოდროინდელი კვლევების თანახმად, ირმის ნახტომი, ისევე როგორც ანდრომედას გალაქტიკა, გალაქტიკის ფერ-სიდიდის დიაგრამაზე „მწვანე ველში“ მდებარეობს, რეგიონში, რომელიც დასახლებულია გალაქტიკებით, რომლებიც გარდამავალ პერიოდში არიან „ლურჯი ღრუბლიდან“ (გალაქტიკები, რომლებიც აქტიურად ქმნიან ახალ ვარსკვლავებს) „წითელ თანმიმდევრობამდე“ (გალაქტიკები, რომლებიც არ ქმნიან ვარსკვლავებს). მწვანე ველის გალაქტიკებში ვარსკვლავთწარმოქმნის აქტივობა შენელდება, რადგან მათ ვარსკვლავთშორის გარემოში ვარსკვლავთწარმოქმნის გაზი ამოეწურათ. მსგავსი თვისებების მქონე სიმულირებულ გალაქტიკებში, ვარსკვლავთწარმოქმნა, როგორც წესი, დაახლოებით ხუთი მილიარდი წლის განმავლობაში ჩაქრება, რაც ითვალისწინებს ვარსკვლავთწარმოქმნის ტემპის მოსალოდნელ, მოკლევადიან ზრდას ირმის ნახტომსა და ანდრომედას გალაქტიკას შორის შეჯახების გამო. ირმის ნახტომის მსგავსი სხვა გალაქტიკების გაზომვები მიუთითებს, რომ ის ერთ-ერთი ყველაზე წითელი და კაშკაშა სპირალური გალაქტიკაა, რომელიც ჯერ კიდევ ახალ ვარსკვლავებს ქმნის და ის ოდნავ უფრო ლურჯია, ვიდრე ყველაზე ლურჯი წითელი თანმიმდევრობის გალაქტიკები.

### ასაკი და კოსმოლოგიური ისტორია

გლობულური გროვები ირმის ნახტომის უძველეს ობიექტებს შორისაა, რაც ირმის ნახტომის ასაკის უფრო დაბალ ზღვარს აწესებს. ირმის ნახტომში ცალკეული ვარსკვლავების ასაკის შეფასება შესაძლებელია ისეთი ხანგრძლივი რადიოაქტიური ელემენტების, როგორიცაა თორიუმ-232 და ურანი-238, სიმრავლის გაზომვით, შემდეგ კი შედეგების მათი თავდაპირველი სიმრავლის შეფასებასთან შედარებით, ტექნიკით, რომელსაც ნუკლეოკოსმოქრონოლოგია ეწოდება. ეს მაჩვენებლები CS 31082-001-ისთვის დაახლოებით 12.5 ± 3 მილიარდი წელია და BD +17° 3248-ისთვის 13.8 ± 4 მილიარდი წელი.

თეთრი ჯუჯას ფორმირების შემდეგ, ის იწყებს რადიაციულად გაგრილებას და მისი ზედაპირის ტემპერატურა თანდათან ეცემა. ამ თეთრი ჯუჯებიდან ყველაზე ცივი ტემპერატურის გაზომვით და მათი მოსალოდნელ საწყის ტემპერატურასთან შედარებით, შესაძლებელია ასაკის შეფასება. ამ ტექნიკით, გლობულური გროვების M4 ასაკი შეფასდა 12.7 ± 0.7 მილიარდი წლით. ამ გროვებიდან ყველაზე ძველის ასაკის შეფასებით, საუკეთესოდ შესაფერისი ასაკი 12.6 მილიარდი წელია, ხოლო 95%-იანი სანდოობის ზედა ზღვარი - 16 მილიარდი წელი.

2018 წლის ნოემბერში ასტრონომებმა სამყაროს ერთ-ერთი უძველესი ვარსკვლავის აღმოჩენის შესახებ განაცხადეს. დაახლოებით 13.5 მილიარდი წლის ასაკის 2MASS J18082002-5104378 B არის პაწაწინა ულტრალითონებით ღარიბი (UMP) ვარსკვლავი, რომელიც თითქმის მთლიანად დიდი აფეთქების შედეგად გამოყოფილი მასალებისგან შედგება და შესაძლოა, ერთ-ერთი პირველი ვარსკვლავი იყოს. ირმის ნახტომის გალაქტიკაში ამ ვარსკვლავის აღმოჩენა იმაზე მიუთითებს, რომ გალაქტიკა შესაძლოა, სულ მცირე, 3 მილიარდი წლით უფროსი იყოს, ვიდრე აქამდე ეგონათ.

ირმის ნახტომის ჰალოში რამდენიმე ცალკეული ვარსკვლავი აღმოაჩინეს, რომელთა გაზომილი ასაკი სამყაროს 13.80 მილიარდ წლიან ასაკთან ძალიან ახლოსაა. 2007 წელს, გალაქტიკურ ჰალოში არსებული ვარსკვლავის, HE 1523-0901-ის, ასაკი დაახლოებით 13,2 მილიარდი წლის შეფასდა. როგორც იმ დროს ირმის ნახტომში ცნობილი უძველესი ობიექტი, ამ გაზომვამ ირმის ნახტომის ასაკს უფრო დაბალი ზღვარი დააწესა. ეს შეფასება გაკეთდა ძალიან დიდი ტელესკოპის ულტრაიისფერი-ვიზუალური ეშელის სპექტროგრაფის გამოყენებით, რათა გაზომილიყო თორიუმის და R-პროცესით შექმნილი სხვა ელემენტების არსებობით გამოწვეული სპექტრული ხაზების ფარდობითი სიძლიერე. ხაზების სიძლიერე იძლევა სხვადასხვა ელემენტარული იზოტოპების სიჭარბეს, საიდანაც ვარსკვლავის ასაკის შეფასება შესაძლებელია ნუკლეოკოსმოქრონოლოგიის გამოყენებით. კიდევ ერთი ვარსკვლავი, HD 140283, შეფასებულია 13,7 ± 0,7 მილიარდი წლით, 12,2 ± 0,6 მილიარდი წლით, ან 12,0 ± 0,5 მილიარდი წლით.

დედამიწის ატმოსფერული დამახინჯების გამოსასწორებლად ადაპტური ოპტიკის გამოყენებით ჩატარებული დაკვირვებების თანახმად, გალაქტიკის ამოზნექილობაში მყოფი ვარსკვლავები დაახლოებით 12,8 მილიარდი წლისაა.

გალაქტიკურ თხელ დისკოში ვარსკვლავების ასაკი ასევე შეფასდა ნუკლეოკოსმოქრონოლოგიის გამოყენებით. თხელი დისკოში მყოფი ვარსკვლავების გაზომვები იძლევა შეფასებას, რომ თხელი დისკო 8,8 ± 1,7 მილიარდი წლის წინ ჩამოყალიბდა. ეს გაზომვები ვარაუდობს, რომ გალაქტიკური ჰალოსა და თხელ დისკოს ფორმირებას შორის თითქმის 5 მილიარდი წლის შესვენება იყო. ათასობით ვარსკვლავის ქიმიური ხელმოწერების ბოლოდროინდელი ანალიზი მიუთითებს, რომ ვარსკვლავების ფორმირება შესაძლოა მნიშვნელოვნად შემცირდა დისკოს ფორმირების დროს, 10-დან 8 მილიარდი წლის წინ, როდესაც ვარსკვლავთშორისი გაზი ძალიან ცხელი იყო ახალი ვარსკვლავების წარმოსაქმნელად იმავე ტემპით, როგორც ადრე.

ირმის ნახტომის გარშემო არსებული თანამგზავრი გალაქტიკები შემთხვევით არ არის განაწილებული, არამედ, როგორც ჩანს, უფრო დიდი სისტემის დაშლის შედეგად წარმოიქმნება, რაც წარმოქმნის რგოლის სტრუქტურას, რომლის დიამეტრი 500 000 სინათლის წელია, ხოლო სიგანე 50 000 სინათლის წელი. გალაქტიკებს შორის ახლო შეჯახება, როგორც ეს ანდრომედას გალაქტიკის შემთხვევაში 4 მილიარდ წელიწადშია მოსალოდნელი, შეიძლება გაზის უზარმაზარი კუდები მოგლიჯოს, რომლებიც დროთა განმავლობაში შეიძლება გაერთიანდნენ და წარმოქმნან ჯუჯა გალაქტიკები რგოლში, მთავარი დისკოს მიმართ ნებისმიერი კუთხით.

## გალაქტიკათშორისი სამეზობლო

ირმის ნახტომი და ანდრომედეს გალაქტიკა გიგანტური სპირალური გალაქტიკების ბინარული სისტემაა, რომელიც მიეკუთვნება 50 მჭიდროდ დაკავშირებული გალაქტიკის ჯგუფს, რომელიც ცნობილია როგორც ლოკალური ჯგუფი და გარშემორტყმულია ლოკალური სიცარიელით, რომელიც თავად არის ლოკალური ფურცლის და თავის მხრივ ქალწულის ზეგროვის ნაწილი. ქალწულის ზეგროვას გარშემო არის რამდენიმე სიცარიელე, რომლებიც მრავალი გალაქტიკისგან თავისუფალია, „ჩრდილოეთით“ მიკროსკოპიუმის სიცარიელე, „მარცხნივ“ მოქანდაკის სიცარიელე, „მარჯვნივ“ ბოეოტსის სიცარიელე და „სამხრეთით“ დიდი ვოიდი. ეს სიცარიელეები დროთა განმავლობაში იცვლის ფორმას და გალაქტიკებში ძაფისებრ სტრუქტურებს ქმნის. მაგალითად, ქალწულის ზეგროვა მიიზიდება დიდი მიმზიდველისკენ, რომელიც თავის მხრივ უფრო დიდი სტრუქტურის, ლანიაკეას, ნაწილს წარმოადგენს.

ლოკალური ჯგუფის ორი პატარა გალაქტიკა და რამდენიმე ჯუჯა გალაქტიკა ბრუნავს ირმის ნახტომის გარშემო. მათგან ყველაზე დიდია დიდი მაგელანის ღრუბელი, რომლის დიამეტრი 32,200 სინათლის წელია. მას ჰყავს ახლო თანამგზავრი, პატარა მაგელანის ღრუბელი. მაგელანის ნაკადი არის ნეიტრალური წყალბადის გაზის ნაკადი, რომელიც ამ ორი პატარა გალაქტიკიდან ცის 100°-ზე ვრცელდება. ვარაუდობენ, რომ ნაკადი მაგელანის ღრუბლებიდან ირმის ნახტომთან მოქცევითი ურთიერთქმედების შედეგად იქნა გამოყვანილი. ირმის ნახტომის გარშემო მოძრავი ჯუჯა გალაქტიკებიდან ზოგიერთია დიდი ძაღლის ჯუჯა (ყველაზე ახლოს), მშვილდოსნის ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკა, მცირე დათვის ჯუჯა, მოქანდაკის ჯუჯა, სექსტანსის ჯუჯა, ღუმელის ჯუჯა და ლომ I ჯუჯა.

ირმის ნახტომის ყველაზე პატარა ჯუჯა გალაქტიკები მხოლოდ 500 სინათლის წლის დიამეტრისაა. ესენია კარინას ჯუჯა, დრაკონის ჯუჯა და ლომ II ჯუჯა. შესაძლოა, ჯერ კიდევ არსებობდეს აღმოუჩენელი ჯუჯა გალაქტიკები, რომლებიც დინამიურად დაკავშირებულია ირმის ნახტომთან, რასაც ადასტურებს 2015 წელს ღამის ცის შედარებით მცირე ნაწილში ირმის ნახტომის ცხრა ახალი თანამგზავრის აღმოჩენა. ირმის ნახტომმა უკვე შთანთქა რამდენიმე ჯუჯა გალაქტიკა, მაგალითად, ომეგა კენტავრის წინაპარი.

2005 წელს და 2012 წელს დამატებითი დადასტურებით, მკვლევარებმა განაცხადეს, რომ ირმის ნახტომის თანამგზავრული გალაქტიკების უმეტესობა ძალიან დიდ დისკში მდებარეობს და ერთი მიმართულებით ბრუნავს. ეს მოულოდნელი იყო: სტანდარტული კოსმოლოგიის თანახმად, თანამგზავრული გალაქტიკები ბნელი მატერიის ჰალოებში უნდა წარმოიქმნას და ფართოდ გავრცელდეს, შემთხვევითი მიმართულებით მოძრაობდეს. ეს შეუსაბამობა ჯერ კიდევ არ არის ახსნილი.

2006 წლის იანვარში მკვლევარებმა განაცხადეს, რომ ირმის ნახტომის დისკოში აქამდე აუხსნელი დეფორმაცია ახლა რუკაზეა დატანილი და აღმოჩნდა, რომ ეს არის ტალღა ან ვიბრაცია, რომელიც წარმოიქმნება დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლების მიერ ირმის ნახტომის გარშემო ბრუნვისას და იწვევს ვიბრაციებს მის კიდეებში გავლისას. ადრე, ეს ორი გალაქტიკა, რომლებიც ერთად ირმის ნახტომის მასის დაახლოებით 2%-ს შეადგენენ, ძალიან პატარად ითვლებოდა ირმის ნახტომზე გავლენის მოხდენისთვის. თუმცა, კომპიუტერულ მოდელში, ამ ორი გალაქტიკის მოძრაობა ქმნის ბნელი მატერიის კვალს, რომელიც აძლიერებს მათ გავლენას უფრო დიდ ირმის ნახტომზე.

ამჟამინდელი გაზომვები მიუთითებს, რომ ანდრომედეს გალაქტიკა ირმის ნახტომს 100-140 კმ/წმ სიჩქარით უახლოვდება. 4.3 მილიარდ წელიწადში შესაძლოა მოხდეს ანდრომედასა და ირმის ნახტომის შეჯახება, რაც დამოკიდებულია უცნობი გვერდითი კომპონენტების მნიშვნელობაზე გალაქტიკების ფარდობით მოძრაობაში. თუ ისინი შეეჯახებიან, ცალკეული ვარსკვლავების ერთმანეთთან შეჯახების შანსი უკიდურესად დაბალია, მაგრამ ამის ნაცვლად, ორი გალაქტიკა გაერთიანდება და შექმნის ერთ ელიფსურ გალაქტიკას ან შესაძლოა დიდ დისკოსებრ გალაქტიკას დაახლოებით ექვსი მილიარდი წლის განმავლობაში.

## იხილეთ აგრეთვე

* გალაქტიკის ჰალო
* ირმის ნახტომის სახელების სია
* გალაქტიკა

## ლიტერატურა

* *გელოვანი ა.*, „მითოლოგიური ლექსიკონი“, თბილისი, 1983.

## სქოლიო

|  |  |
| --- | --- |
|  | პორტალი ასტრონომია |