Գալակտիկաներ

Գալակտիկաներ (հին հունարեն. Γαλαξίας՝ կաթնային), գրավիտացիոն ուժով կապված համակարգեր՝ բաղկացած աստղերից, աստղակույտերից, միջաստղային գազից և փոշուց, մութ նյութից, մոլորակներից։ Գալակտիկայի կազմի մեջ մտնող բոլոր օբյեկտները մասնակցում են ընդհանուր զանգվածների կենտրոնի նկատմաբ շարժմանը։
Բոլոր գալակտիկաները (բացի մեր գալակտիկայից) չափազանց հեռու տիեզերական օբյեկտներ են։ Ամենամոտ գալակտիկաների հետ հեռավորությունը չափվում է մեգապարսեկներով, ամենահեռուներինը՝ z կարմիր շեղմամբ։ 2012 թ.- դեկտեմբերի տվյալով ամենահեռու գալակտիկան համարվում է UDFj-39546284:  Անզեն աչքով երկնքում կարելի է տեսնել միայն 4 գալակտիկա՝ Անդրոմեդան (հյուսիսային կիսագնդում), Մեծ և Փոքր Մագելանի Ամպերը (երևում են հարավային կիսագնդից, հանդիսանում են մեր գալակտիկայի արբանյակները), և Եռանկյունի համաստեղության M33 գալակտիկամ ((հյուսիսային կիսագնդում չլուսավորված երկնքում)։
Տիեզերքի դիտվող մասում գալակտիկաների հստակ թիվ հայտնի չէ, բայց ենթադրվում է, դրանք մոտ 2 տրիլիոնի կարգի են։ Տարածությունում գալակտիկաները բաշխված են անհավասարաչափ՝ մի հատվածում կարելի է հայտնաբերել մոտ գալակտիկաների ամբողջական խումբ, բայց և կարելի ընդհանարապես չհայտնաբերել (այսպես կոչված վոյդեր, կամ բաց տարածություններ)։
Գալակտիկաների նկարներում առանձին աստղեր առանձնացնելն անհնար էր մինչև 20-րդ դարի սկիզբը։ 1990-ական թվականների սկզբին հաշվվում էին մոտ 30 գալակտիկաներ, որոնցում հնարավոր էր տեսնել առանձին աստղեր, և դրանք բոլորը մտնում էին Տեղային խմբի մեջ։ Տիեզերական Հաբլ աստղադիտակի թողարկումից և 10 մ-ոց երկրային աստղադիտակների կառուցումից հետո դրանց թիվը կտրուկ աճեց։
Գալակտիկաներն առանձնանում են մեծ բազմազանությամբ՝ դրանց մեջ կարելի է առանձնացնել գնդաձև էլիպտիկ գալակտիկաներ, սկավառակաձև պարուրաձև գալակտիկաներ, միջուկով սպիրալաձև գալակտիկաներ, ոսպնյակաձև, անկանոն և այլն։ Եթե խոսենք թվային արժեքներից, օրինակ զանգվածից, ապա այն գնահատվում է 107 միչև 1012 Արեգակի զանգված, օրինակի համար մեր գալակտիկայի՝ Ծիր Կաթինի զանգվածը գնահատվում է 2·1011 Արեգակի զանգված։
Գալակտիկաների տրամագծերը 5-250 կպկ են (16-800 հզ լուսատարի), օրինակ Ծիր Կաթինի տրամագիծը մոտ 30 կպկ է (100 հզ․ լուսատարի)։ Դեռևս հայտնի ամենամեծ գալակտիկայի՝ IC 1101-ի տրամագիծը գնահատվում է 600 կպկ։
Գալակտիկաների կառուցվածքի չլուծված խնդիր է հանդիսանում մութ նյութը, որը դրսևորվում է միայն գրավիտացիոն փոխազդեցության ժամանակ։ Այն կարող է զբաղեցնել գալակտիկայի ամբողջ զանգվածի 90 %-ը, և կարող է բացակայել, ինչպես որոշ գաճաճ գալակտիկաներում։


== Ստուգաբանությունը ==
Գալակտիկա տերմինը (հին հունարեն՝ γαλαξίας) առաջացել է մեր գալակտիկայի հին հունական անվանումից (κύκλος γαλαξίας նշանակում է «կաթնային օղակ», որպես գիշերային երկնքում նկատվող երևույթի նկարագրում)։ Երբ աստղագետները ենթադրեցին, որ տարբեր երկնային մարմիններ, որոնք համարվում էին պարուրաձև միգամածություններ, կարող են լինել աստղերի կուտակումներ, այդ մարմիններն անվանեցին «տիեզերքի կղզիներ» կամ «աստղային կղզիներ» («աստղային պետություններ»)։ Բայց երբ պարզվեց, որ այդ օբյեկտները նման են մեր գալակտիկային, այդ տերմիններն անվանափոխվեցին «գալակտիկա»-յի։


== Դիտումները ==
Ժամանակին՝ մինչև 20-րդ դարի սկիզբը, աստղադիտակների լուծորդող ուժը բավական չէր, որպեսզի գալակտիկաներում հնարավոր լիներ դիտել առանձին աստղեր։ Մինչև 1990 թ. մոտ 30 գալակտիկաների պատկերներում հնարավոր էր եղել դիտել առանձին աստղեր, սակայն «Հաբլի» տիեզերական աստղադիտակի արձակումից և 10 մետր տրամագծով երկրային աստղադիտակների թողարկումից հետո այդ գալակտիկաների թիվը կտրուկ աճեց։
Գալակտիկաները իրարից բավական տարբերվում են իրենց քանակական բնութագրերով։ Ստորև բերված աղյուսակում ներկայացված են գալակտիկաները նկարագրող ֆիզիկական մեծությունների արժեքները գալակտիկաների ամբողջ «ընտանիքի» և Ծիր Կաթին գալակտիկայի համար.


=== Հեռավորությունները ===
Բացի Ծիր Կաթին գալակտիկայից, որում գտնվում է Արեգակն իր մոլորակային համակարգով, մնացած գալակտիկաները չափազանց հեռու օբյեկտներ են։ Մոտակա գալակտիկաների հեռավորություններն աստղագետները տալիս են հեռավորության մեգապարսեկ միավորներով, իսկ հեռավորներին՝ կարմիր շեղման միավորներով՝ z-ով։ 2012 թվականի դեկտեմբերի տվյալներով հեռավոր հայտնաբերված գալակտիկան UDFj-39546284-ն է (z=11.9)։ Անզեն աչքով երկնքում կարելի է դիտել միայն երեք գալակտիկաներ՝ Անդրոմեդայի միգամածությունը (տեսանելի է հյուսիսային կիսագնդից, d=772 կիլոպարսեկ) և Մագելանի Մեծ ու Փոքր ամպերը (տեսանելի են հարավային կիսագնդից, d=50 և 61 կիլոպարսեկ, համապատասխանաբար)։
Դիտորդի և գալակտիկայի հեռավորությունը, որպես ֆիզիկական բնութագիր, չի մասնակցում ոչ մի պրոցեսի։ Գալակտիկայի հեռավորության որոշման անհրաժեշտություն է առաջանում օրինակ քիչ ուսումնասիրված իրադարձությունների՝ օրինակ գամմա-պայթյունների, կամ Տիեզերքի  որպես գալակտիկաների էվոլյուցիա ուսումնասիրության, գալակտիկաների զանգվածների և չափսերի որոշման ժամանակ։
Գալակտիկաների հեռավորությունը որոշող քիչ թե շատ մոդելավորած եղանակները կարելի է բաժանել 2 տիպի․ գալակտիկայի որևէ օբյեկտի (որի հեռավորությունը քիչ է տարբերվում գալակտիկայի հեռավորությունից) հեռավորության որոշմամբ, կամ կարմիր շեղմամբ։
Առաջին մեթոդը ֆոտոմետրական մեթոդն է, այպես կոչված ստանդարտ լուսատուների օգտագործմամբ, որոնց լուսատվությունը հայտնի է։ Այդ դեպքում հեռավորությունը կարելի է որոշել հետևյալ բանաձևով՝

  
    
      
        R
        =
        
          10
          
            
              
                1
                5
              
            
            (
            m
            −
            M
            )
            +
            1
          
        
      
    
    {\displaystyle R=10^{{\frac {1}{5}}(m-M)+1}}
  ,որտեղ m — տեսանելի աստղային մեծությունն է,
M — բացարձակ աստղային մեծությունը,
R — հեռավորությունն արտահայտված պարսեկներով։

Ցեֆեիդներ, որոնց պուլսացիաներ պարբերությունն իմանալով կարելի է որոշել դրանց լուսատվությունը։ Սրանք առաջին օբյեկտներնն են, որոնց շնորհիվ որոշվել են գալակտիկաների հեռավորությունները։
Գերնոր աստղեր, օրինակ Ia։ Հենց դրանց օգնությամբ 90-ականների սկզբներին հայտնաբերեցին տիեզերքի արագացող ընդլայնումը։
Կարմիր հսկաներ։
Գերհսկաներ։Երկրորդ եղանակը հիմնված է Հաբլի էմպիրիկ օրենքի վրա և ավելի շատ է կախված ընտրված մոդելից քան նախորդ տարբերակը։

  
    
      
        R
        =
        
          
            
              c
              z
            
            
              H
              
                0
              
            
          
        
      
    
    {\displaystyle R={\frac {cz}{H_{0}}}}
  ,որտեղ H0 — Հաբլի հաստատունն է։
Եթե վերցնենք ներկայումս տարածված ΛCDM մոդելը (նույն Հաբլի հաստատունով), ապա հնարավոր շեղումը կլինի z~10, ինչը թույլ է տալիս այն համարել մոդելավորումից հարաբերականորեն անկախ մեթոդ։
Գոյություն ունեն նաև խիստ մոդելավորված եղանակներ
Սյունաև-Զելդովիչի էֆեկտով,
աստղերի գնդաձև կուտակումներով,
Թալլի-Ֆիշերի կախվածությամբ,
Ֆաբեր-Ջեքսոնի կախվածությամբ։


=== Գալակտիկաների դիտվող հիմնական բաղադրիչները ===
Գալակտիկաների դիտվող հիմնական բաղադրիչները ներառում են՝

Սովորական աստղեր՝ տարբեր զանգվածներով և տարբեր տարիքի, որոնց մի մասը՝ կուտակումներով։
«Նորացված» (էվոլյուցիայի ենթարկված) աստղերի մնացորդների կուտակումներ,
Սառը գազափոշային միջավայր,
105—106 K ջերմաստիճանի նոսր տաք գազ։Հարևան գալակտիկաներում կրկնակի աստղեր չեն դիտվում, սակայն Արեգակի շրջակայքի ուսումնասիրությունները թույլ են տալիս ենթադրել, որ կրկնակի աստղերը պետք է բավականին շատ լինեն։ Գազափոշային միջավայրը և աստղերը բաղկացած են ատոմներից, և դրանց ամբողջությունը կազմում է գալակտիկայի բարիոնային նյութը։ Ոչ բարիոնային նյութի մեջմ տնում են սև խոռոչների և մութ նյութի զանգվածները։


=== Գալակտիկաների պտտման արագությունը ===
Գալակտիկայի պտտման արագություն ասելով հասկանում ենք գալակտիկայի տարբեր մասերի պտտման արագությունը գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ։ Այս մեծությունը իրենից ներկայացնում է տարբեր պրոցեսների արդյունքում ձեռք բերված գումարային արագություն։ Գալակտիկայի պտտման արագությունը պետք չէ շփոթել Vc շրջանային արագության հետ, որը պայմանավորված է միայն գրավիտացիոն ուժով և որոշվում է միայն ձգողական դաշտում շրջանով պտտվող մարմին արագության արտահայտությամբ։ Ընդհանուր դեպքում պտտման արագությունը պայմանավորված է միջաստղաին գազի առաջացրած P ճնշման ռադիալ գրադիենտով՝

  
    
      
        
          V
          
            2
          
        
        =
        R
        
          (
          
            
              
                
                  ∂
                  Φ
                
                
                  ∂
                  R
                
              
            
            +
            
              
                
                  ∇
                  P
                
                
                  ρ
                  
                    g
                  
                
              
            
          
          )
        
        =
        
          V
          
            c
          
          
            2
          
        
        +
        R
        
          
            
              ∇
              P
            
            
              ρ
              
                g
              
            
          
        
      
    
    {\displaystyle V^{2}=R\left({\frac {\partial \Phi }{\partial R}}+{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}\right)=V_{c}^{2}+R{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}}
  որտեղ Φ — գրավիտացիոն պոտենցիալն է,
ρg — գազի խտությունը.։
Գալակտիկայի տարբեր մասերի համար պտտման արագությունը որոշվում է տարբեր կերպ։ Գազի համար՝ էմիսսիոն գծերի դոպլերյան շեղումով, աստղերի համար՝ աստղերի կլանման սպեկտրալ գծերի դոպլերյան շեղմամբ։
Պտտման արագության որոշման սխեման հետևյալն է։ Դիտումներից ուղղակիորեն ստացվող արագություն՝ սա գալակտիկայի որպես ամբողջության շարժման, և դրա ներքին շարժումների արագությունների գումարն է։ Սովորաբար գալակտիկաաի արագությունն ընդհանրապես (V0) նույնացվում է կենտրոնական շրջանի շարժման արագության հետ։ Հեռավոր գալակտիկաների պարագայում այդ արագությունը պայմանավորված է Տիեզերքի հաբլյան ընդլայնմամբ, քանի որ սեփական արագությունը անհամեմատ փոքր է։
Գալակտիկայի արագությունը՝ գալակտիկան որպես ամբողջական մարմին դետարկելիս, դիտման ուղղությամբ (Vr) արագությունն է, և որպեսզի հաշվենք պտտման արագությունը այդ հեռավորության վրա պետք է հաշվի առնենք պրոեկցման առաջացրած էֆեկտները։ Դրա համար պետք է իմանանք դիտման ուղղության հետ գալակտիկայի պտտման առանցքի կազմած անկյունը՝ i, ինչպես նաև գալակտիկայի մեծ առանցքի և գալակտիկայի կենտրոնով և դիտման կետով անցնող ուղղի կազմած φ անկյունը։ Ասպիսով , որպեսզի անցում կատարենք Vr-ից Vφ-ի, անհրաժեշտ է իմանալ 5 պարամետր՝ գալակտիկայի շարժման V0 արագությունը, i և φ անկյունները, գալակտիկայի կենտրոնի 2 կոորդինատներ (պատկերի ցանկացած կետի նկատմամբ)։
Եթե գալակտիկան համաչափ է առանցքների նկատմամբ, ապա խնիրը հեշտանում է, քանի որ կողմնորոշման անկյունները և կենտրոնի դիրքը կարող ենք որոշել սկավառակի պայծառության բաշխմամբ։ և եթե սպեկտրոգրաֆի ճեղքը տեղադրենք դրա մեծ կիսաառանցքի երկայնքով, ապա կստանանք՝

  
    
      
        
          V
          
            ϕ
          
        
        (
        R
        )
        =
        
          
            
              
                |
              
              
                V
                
                  0
                
              
              −
              
                V
                
                  r
                
              
              (
              l
              )
              
                |
              
            
            
              sin
              ⁡
              
                i
              
            
          
        
      
    
    {\displaystyle V_{\phi }(R)={\frac {|V_{0}-V_{r}(l)|}{\sin {i}}}}
  ,որտեղ l — գալակտիկայի հեռավորությունն է սպեկտրոգրաֆի ճեղքից։ Սակայն գալակտիկայի շարժման մասին ավելի ամբողջական ինֆորմացիա է տալիս արագությունների տիրույթի՝ գալակտիկայի սկավառակի բավականին մեծ քանակի կետերի շարժման ճառագայթային արագությունների ուսումնասիրությունը։ Արագությունների տիրույթի ստացման համար օգտվում են երկչափ սպեկտրասկոպիայից։ Սովորաբար օգտագործում են կամ բազմալիք ընդունիչ, կամ Ֆաբրի-Պերոյի ինտերֆերոմետրից։ H I գծերում գազի ուսումնասիրությունը նույնպես հնարավորություն է տալիս ստանալ գալակտիկայում արագությունների բաշխման պատկերը։
2018 թ-ի մարտին Միջազգային ռադիոաստղագիտական հետազոտությունների կենտրոնի աստղագետները հայտնաբերել են, որ բոլոր գալակտիկաները, անկախ իրենց չափսերից կամ ձևից, պտտվում են միևնույն արագությամբ, և իրենց առանցքի շուրջ 1 լրիվ պտույտը կատարում են 1 մլդր․ երկրային տարում։


=== Զանգվածներն ու չափերը ===
Եթե խոսենք դրանց քանակական բնութագրերի մասին, ապա գալակտիկաների զանգվածները 107-ից 1012 Արեգակի զանգվածի կարգի են։ Մասնավորապես, մեր Ծիր Կաթին գալակտիկայի զանգվածը կազմում է մոտ 2∙1011 Արեգակի Զանգված։ Գալակտիկաների տրամագծերը կազմում են 5-ից 250 կիլոպարսեկ։ (16-ից 800 հազար լուսատարի)։ Համեմատության համար՝ մեր գալակտիկայի չափերը մոտ 30 կիլոպարսեկ է (100 հազար լուսատարի)։ Հայտնի գալակտիկաներից ամենամեծը IC 1101-ն է, որն ունի 600 կիլոպարսեկից մեծ տրամագիծ։


== Ձևաբանությունը ==
Գալակտիկաներն ըստ կառուցվածքի բազմազան են։ Դրանց մոտ կեսը Ծիր Կաթին գալակտիկայի նման են՝ պարուրաձև և նշանակվում են S տառով (անգլերեն Spiral՝ պարուրաձև բառից)։ Պարուրաձև գալակտիկաներն իրարից խիստ տարբերվում են ձողիկավոր կառուցվածքի առկայությամբ կամ բացակայությամբ (SB կամ S, որտեղ B-ն անգլերեն Bar՝ ձողիկ բառից է)։ Առաջինների դեպքում պարուրաթևերը սկսվում են ձողիկի ծայրերից, իսկ երկրորդների դեպքում՝ միջուկային տիրույթից։ Պարուրաձև գալակտիկաներն ունեն երկու կամ ավել պարուրաթևեր, որոնց փաթաթման աստիճանը կարող է լինել բարձր (Sa), միջին (Sb), ցածր (Sc) և առավել ցածր (Sd)։
Գալակտիկաների 25%-ը գնդաձև կամ ձվաձև են։ Դրանք կոչվում են էլիպսաձև և նշանակվում են E տառով։ Էլիպսաձև գալակտիկաներն ըստ ձգվածության աստիճանի բաժանվում են E0-ից E7 դասերի, որտեղ E0-ն գնդաձևն է, իսկ E7-ը՝ առավելագույն սեղմվածը։ Այս գալակտիկաներն ունեն գալակտիկայի հալոյին բնորոշ աստղային բնակչություն, դրա համար էլ կարմրավուն են։
Sd-ից Sa դաս շարժվելիս գալակտիկայի միջուկի ուռուցիկ տիրույթը՝ բալջը, սկավառակի համեմատ մեծանում է։ Կան գալակտիկաներ, որոնց դեպքում բալջն այնքան մեծ է, որ իր մեջ է ներառում ամբողջ սկավառակը։ Այս գալակտիկաները կողքից դիտելիս ունեն երկուռուցիկ ոսպնյակի տեսք և անվանվում են S0։ Դրանք կազմում են գալակտիկաների ընդհանուր թվի 20%-ը և հանդիսանում են E7 և Sa գալակտիկաների միջանկյալ դաս։
Գալակտիկաների մնացած 5%-ն անկանոն կառուցվածք ունեն և իրենց հատկություններով նման են Մագելանյան Մեծ և Փոքր ամպերին։ Այս գալակտիկաներն անվանվում են անկանոն գալակտիկաներ և նշանակվում են Ir (անգլերեն Irregular՝ անկանոն բառից)։
Գալակտիկաների ձևաբանական այսպիսի դասակարգումն առաջարկել է ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլը։ Նա ներկայացրել է այդ տիպերը հաջորդականության ձևով։


== Մութ նյութը ==
Գալակտիկաների հետազոտություններում դեռևս վերջնականապես չլուծված խնդիր է համարվում այսպես կոչված մութ նյութը, որն իրեն դրսևորում է միայն գրավիտացիոն փոխազդեցությամբ։ Այն կարող է կազմել գալակտիկայի ընդհանուր զանգվածի 90%-ը, բայց կարող է նաև իսպառ բացակայել, ինչպես դիտվում է որոշ թզուկ գալակտիկաների մոտ։


== Բաշխումը տիեզերքում ==
Տիեզերքում գալակտիկաները բաշխված են անհավասարաչափ. մի տիրությում կարելի է հանդիպել իրար մոտ գտնվող գալակտիկաների մի ամբողջ խումբ, իսկ մեկ այլ տիրույթում կարելի է ընդհանրապես չհայտնաբերել (այսպես կոչված Void՝ դատարկություն), անգամ ամենափոքր գալակտիկաներից։ Տիեզերքի տեսանելի տիրույթում գտնվող գալակտիկաների հստակ թիվը դեռևս անհայտ է, սակայն գնահատվում է, որ այն պետք է լինի հարյուր միլիարդի կարգի։


== Տես նաև ==
Գալակտիկայի հալո (լուսապսակ)
Ծիր Կաթին
Օորտի հաստատուն
Մութ աստղ (մութ նյութ)


== Ծանոթագրություններ ==


== Արտաքին հղումներ ==
«Galaxies» (անգլերեն)։ SEDS։ Արխիվացված է օրիգինալից 2011-08-11-ին։ Վերցված է 2005-09-17  
«Галактика»։ Физическая энциклопедия։ Արխիվացված է օրիգինալից 2011-08-11-ին։ Վերցված է 2009-04-01  
«Галактики»։ Физическая энциклопедия։ Արխիվացված է օրիգինալից 2012-06-02-ին։ Վերցված է 2012-06-01  
«Наша Галактика — звёздный дом, в котором мы живём»։ Астрогалактика։ Արխիվացված է օրիգինալից 2011-08-11-ին։ Վերցված է 2009-08-12  
«Галактика»։ Астронет։ Արխիվացված է օրիգինալից 2011-08-11-ին։ Վերցված է 2009-08-12  
Лекция «Наша Галактика: взгляд изнутри» 14.11.2012 Засов А. В. (видео, лекция в Московском планетарии)


== Գրականություն ==
Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — 496 с. — 3000 экз. — ISBN 5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6. (Проверено 27 января 2012)
James Binney. Galactic Astronomy. — Princeton University Press, 1998.
Ю. Н. Ефремов. Постоянная Хаббла. Архивировано 11 августа 2011 года.
Terence Dickinson. The Universe and Beyond. — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd., 2004.
Марочник Л. С., Сучков А. А. Галактика. — " Наука, " Глав. ред. физико-математической лит-ры, 1984.
Виктор Амбарцумян, «Проблемы эволюции Вселенной», Издательство Академии Наук Армянской ССР, Русский ,1968