താരാപഥം

നക്ഷത്രങ്ങൾ, നക്ഷത്രാവശിഷ്ടങ്ങൾ, നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമം, വാതകങ്ങൾ, പൊടിപടലങ്ങൾ, തമോദ്രവ്യം  എന്നിവയെല്ലാം  ചേർന്ന് അത്യധികം പിണ്ഡമേറിയതും ഗുരുത്വാകർഷണ ബന്ധിതവുമായി തീർന്ന വ്യൂഹമാണ് താരാപഥം അഥവാ ഗാലക്സി (ഇംഗ്ലീഷ് : Galaxy).  

ക്ഷീരപഥത്തെ സൂചിപ്പിക്കാനുപയോഗിച്ചിരുന്ന പാലുപോലുള്ള എന്നർഥം വരുന്ന ഗാലക്സിയാസ് (γαλαξίας) എന്ന പദത്തിൽ നിന്നാണ് ഗാലക്സി എന്ന ഇംഗ്ലീഷ് വാക്ക് ഉരുത്തിരിഞ്ഞത്. ഒരു കോടിയോളം (107) നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങുന്ന കുള്ളൻ ഗാലക്സികൾ തൊട്ട് ഒരു ലക്ഷം കോടി (1012) നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങുന്ന അതിസ്ഥൂല ഗാലക്സികൾവരെ പ്രപഞ്ചത്തിലുണ്ട്. താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം അതിന്റെ പിണ്ഡകേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റിസഞ്ചരിക്കുന്നു. നമ്മുടെ  ഭൂമിയും ഉൾപ്പെടുന്ന സൗരയൂഥം, ക്ഷീരപഥം എന്ന താരാപഥത്തിലാണ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്.

സ്പഷ്ടമാകുന്ന രൂപമനുസരിച്ച് താരാപഥങ്ങളെ തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ദീർഘവൃത്താകാര താരാപഥങ്ങൾ (എലിപ്റ്റിക്കൽ ഗാലക്സി), സർപ്പിള താരാപഥങ്ങൾ (സ്പൈറൽ ഗാലക്സി) എന്നിവയാണ് സാധാരണ കാണുന്ന രൂപങ്ങൾ. വിചിത്രമോ അസാധാരണമോ ആയ രൂപമുള്ള താരാപഥങ്ങൾ പെക്യൂലിയർ ഗാലക്സികൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. മറ്റ് താരാപഥങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലമാണ് ഇവയുടെ ആകൃതിയിൽ മാറ്റങ്ങൾ വരുന്നത്. താരാപഥങ്ങൾ കൂടിച്ചേരുന്നതിന് വരെ ഇടയാക്കുന്ന ഇത്തരം പ്രവർത്തനങ്ങൾ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന്റെ നിരക്ക് വർദ്ധിപ്പിക്കാനും സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് ഗാലക്സി എന്നയിനം താരാപഥങ്ങളുടെ രൂപവത്കരണത്തിനും കാരണമാകുന്നു. കൃത്യമായ ഘടന കൽപിക്കാനാകാത്ത ചെറിയ താരാപഥങ്ങളെ  അനിയത താരാപഥങ്ങൾ (irregular galaxies) എന്നു വിളിക്കുന്നു.

2 ലക്ഷം കോടിയിലേറെ (2012) താരാപഥങ്ങൾ ദൃശ്യപ്രപഞ്ചത്തിൽ ഉള്ളതായി കണക്കാക്കുന്നു. മിക്ക താരാപഥങ്ങളുടെയും വ്യാസം ആയിരം പാർസെകിനും ഒരുലക്ഷം പാർസെകിനും ഇടയിലാണ്. ഗാലക്സികൾ തമ്മിൽ മെഗാപാർസെക്കുകൾ ദൂരമുണ്ടായിരിക്കും. താരാപഥങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള സ്ഥലം സാന്ദ്രത തീരെക്കുറഞ്ഞ (ഒരു ക്യൂബിക്ക് മീറ്ററിൽ ഒരു  അണുവിലും കുറവ്) വാതകം നിറഞ്ഞതാണ്. താരാപഥങ്ങൾ ചേർന്ന് ഗ്രൂപ്പുകളും ക്ലസ്റ്ററുകളും, ഇവ കൂടിച്ചേർന്ന് സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകളും, ഷീറ്റുകളും, ഫിലമെന്റുകളും നിർമ്മിക്കുന്നു. ഫിലമെന്റുകൾ ഇടയിലുള്ള, താരാപഥങ്ങൾ തീരെയില്ലാത്ത സ്ഥലങ്ങൾ ശൂന്യതകൾ (voids) എന്നറിയപ്പെടുന്നു

ഇതുവരെ കൃത്യമായി മനസ്സിലാക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ലെങ്കിലും താരാപഥങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 90 ശതമാനത്തോളം സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് തമോദ്രവ്യമാണ്. പിണ്ഡം വളരെയേറെയുള്ള അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരങ്ങൾ (Supermassive Blackholes) താരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുവെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രനിരീക്ഷണങ്ങൾ ചൂണ്ടിക്കാട്ടുന്നു. ചില താരാപഥങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ കണ്ടുവരുന്ന സജീവതാരാപഥ കേന്ദ്രങ്ങൾക്ക്  ഇവയാണ് പ്രധാന കാരണമെന്നും അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലും ഇങ്ങനെയൊരു വസ്തു സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതായാണ് മനസ്സിലാക്കുന്നത്.

 നിരീക്ഷണചരിത്രം 
നാം ഒരു താരാപഥത്തിലാണ് ജീവിക്കുന്നതെന്നും മറ്റനേകം താരാപഥങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിലുണ്ടെന്നുമുള്ള തിരിച്ചറിവ് ക്ഷീരപഥത്തെയും ആകാശത്തിലെ നീഹാരികകളെയും കുറിച്ചുള്ള അനേകം കണ്ടെത്തലുകളുടെ ഫലമായുണ്ടായതാണ്.

 ക്ഷീരപഥം 
ആകാശഗംഗയുടെ കേന്ദ്രം|250px|thumb 

ഗ്രീക്ക് തത്ത്വചിന്തകനായ ഡെമോക്രിറ്റസ് (ക്രി.മു. 450 - 370) ആണ് രാത്രിയിൽ ആകാശത്ത് കാണാനാകുന്ന ക്ഷീരപഥം (ആകാശഗംഗ) വിദൂരനക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടമാകാമെന്ന് ആദ്യമായി അഭിപ്രായപ്പെട്ടത്. എന്നാൽ വലുതും അടുത്തടുത്തുള്ളതുമായ ഏറെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉച്ഛ്വാസം കത്തിത്തീരുന്നതിന്റെ ഫലമാണ് ആകാശഗംഗ എന്നായിരുന്നു അരിസ്റ്റോട്ടിൽ (ക്രി.മു. 384-322) കരുതിയത്. ഈ കത്തൽ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ മാറ്റങ്ങളുണ്ടാകുന്ന മുകൾഭാഗത്താണ് നടക്കുന്നത് എന്നും അദ്ദേഹം പറഞ്ഞു". അറേബ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ അൽഹാസൻ (965-1037) ആണ് ഈ വാദം തെറ്റാണെന്ന് തെളിയിച്ചത്. ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ ദൃഗ്‌ഭ്രംശം അളക്കാൻ ശ്രമിച്ച അദ്ദേഹം ക്ഷീരപഥത്തിന് ദൃഗ്‌ഭ്രംശമില്ലെന്നും അതിനാൽ ഭൂമിയിൽനിന്ന് ഏറെ ദൂരെയായിരിക്കണം അത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതെന്നും അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഭാഗമല്ലെന്നും കണ്ടെത്തി

ആകാശഗംഗ എണ്ണമില്ലാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വ്യൂഹമാണെന്ന് പേർഷ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ അൽ-ബിറൂനി (973-1048) അഭിപ്രായപ്പെട്ടു. ആകാശഗംഗ വളരെയേറെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ചേർന്നുണ്ടായതാണെന്നും ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തിലെ അപവർത്തനം മൂലമാണ് അത് തുടർച്ചയുള്ള ഒരു വസ്തു പോലെ തോന്നുന്നതെന്നും ഇബ്‌നു ബാജ്ജ പറഞ്ഞു. സ്ഥിതനക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഒരു ഗോളത്തിലുള്ളതും ഗ്രഹങ്ങളെക്കാൾ വലിപ്പമേറിയതുമായ ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ അടുക്കിവച്ചതാണ് ക്ഷീരപഥം എന്ന് ഇബ്നു ഖയ്യിം അൽ ജൗസിയ്യ (1292-1350) പരികൽപന നടത്തി

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടമാണ് ആകാശഗംഗ എന്നതിന് ആദ്യത്തെ തെളിവ് ലഭിച്ചത് 1610-ലാണ്. തന്റെ ദൂരദർശിനിയുപയോഗിച്ച് ക്ഷീരപഥത്തെ നിരീക്ഷിച്ച ഗലീലിയോ ഗലീലി പ്രകാശം കുറഞ്ഞ വളരെയേറെ നക്ഷത്രങ്ങളെ അവിടെ കണ്ടു. 1750-ൽ തോമസ് റൈറ്റ് എന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ താരാപഥം എന്നത് പരിക്രമണം നടത്തുന്ന വളരെയേറെ നക്ഷത്രങ്ങളടങ്ങിയതും സൗരയൂഥത്തെപ്പോലെ (എന്നാൽ അതിലും വളരെ വലിയ അളവിൽ) ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ ബന്ധിക്കപ്പെട്ടതുമായ വ്യൂഹമാണെന്ന് ശരിയായി സിദ്ധാന്തിച്ചു. ഇങ്ങനെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഡിസ്ക് ഡിസ്കിനകത്തുള്ള ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നോക്കുമ്പോൾ ഒരു നാടയായി അനുഭവപ്പെടുന്നു. 1755-ൽ ഇമ്മാനുവേൽ കാന്റ് ഈ പരികൽപന വികസിപ്പിച്ചു.

ആകാശഗംഗയുടെ രൂപവും സൂര്യന്റെ അതിലെ സ്ഥാനവും വിശദീകരിക്കാനുള്ള ആദ്യത്തെ ശ്രമം നടത്തിയത് 1785-ൽ വില്യം ഹെർഷലായിരുന്നു. ആകാശത്തിലെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണം ശ്രദ്ധയോടെ അദ്ദേഹം കണക്കുകൂട്ടി. സൗരയൂഥം കേന്ദ്രത്തിൽ വരുന്ന രീതിയിൽ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ ചിത്രം നിർമ്മിക്കുകയും ചെയ്തു. അൽപം കൂടി മെച്ചപ്പെട്ട മാർഗ്ഗമുപയോഗിച്ച് 1920-ൽ ജാകോബസ് കാപ്റ്റെയ്ൻ വ്യാസം കുറഞ്ഞതും (ഏതാണ്ട് 15 കിലോപാർസെക്) സൂര്യൻ കേന്ദ്രത്തിനടുത്തുള്ളതുമായ എലിപ്സോയ്ഡ് ഗാലക്സിയാണ് ക്ഷീരപഥം എന്ന നിഗമനത്തിലെത്തി. ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങളുപയോഗിച്ച് ഹാർലോ ഷാർപ്‌ലി വികസിപ്പിച്ച ചിത്രം ഇതിൽ നിന്ന് ഏറെ വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു : 70 കിലോപാർസെക് വ്യാസമുള്ളതും സൂര്യൻ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് ഏറെ അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതുമായ ഒരു പരന്ന ഡിസ്കിന്റെ രൂപമാണ് അദ്ദേഹം ആകാശഗംഗയ്ക് നൽകിയത്. നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിലെ പൊടി പ്രകാശം തടഞ്ഞുവയ്ക്കുന്നത് ഇരുവരും കണക്കിലെടുത്തിരുന്നില്ല. 1930-ൽ ഈ പ്രഭാവം കൂടി കണക്കിലെടുത്ത് തുറന്ന താരവ്യൂഹങ്ങളെ ഉപയോഗിച്ച് റോബർട്ട് ജൂലിയസ് ട്രംപർ നടത്തിയ പഠനങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഇന്ന് നാം മനസ്സിലാക്കിയിരിക്കുന്ന രീതിയിലുള്ള ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ രൂപം ഉരുത്തിരിഞ്ഞത്

 നീഹാരികകളിൽ നിന്നുള്ള വ്യത്യാസം 

അസോഫി എന്ന പേരിലറിയപ്പെടുന്ന പേർഷ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ അബ്ദുറഹ്‌മാൻ അൽ സൂഫിയാണ് ആദ്യമായി ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി നിരീക്ഷിച്ച് രേഖപ്പെടുത്തിയത്. ഒരു ചെറിയ മേഘം എന്നാണ് അതിന്റെ രൂപമായി അദ്ദേഹം കരുതിയത്. യമനിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകുന്ന വലിയ മഗല്ലനിക് മേഘവും അദ്ദേഹം നിരീക്ഷിച്ചു. പതിനാറാം നൂറ്റാണ്ടിൽ മഗല്ലൻ തന്റെ ലോകം ചുറ്റിയുള്ള യാത്ര നടത്തും വരെ യൂറോപ്യന്മാരാരും ഇതിനെ ദർശിച്ചിരുന്നില്ല. ആകാശഗംഗയ്ക്ക് പുറമെ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ട ആദ്യ താരാപഥങ്ങളാണിവ. ഈ കണ്ടെത്തലുകൾ അൽ സൂഫി സ്ഥിരനക്ഷത്രങ്ങളുടെ പുസ്തകം എന്ന തന്റെ ഗ്രന്ഥത്തിൽ കുറിച്ചിട്ടു.

ക്രാബ് നീഹാരികയുടെ സൃഷ്ടിക്ക് കാരണമായ SN 1054 സൂപ്പർനോവ ചൈനയിലെയും അറബ് ലോകത്തെയും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നു. നൂറ്റാണ്ടുകൾക്കുശേഷം ജോൺ ബെവിസ് (1731), ചാൾസ് മെസ്സിയർ (1758), റോസെ പ്രഭു (1840-കൾ) എന്നിവർ ക്രാബ് നീഹാരികയെത്തന്നെ നിരീക്ഷിച്ചുK. Glyn Jones (1976), "The Search for the Nebulae", Journal of the History of Astronomy 7: 67. നെബുലകൾ പോലെ തോന്നിയിരുന്ന കൂടുതൽ വസ്തുക്കളും ഇക്കാലത്ത് കണ്ടെത്തി. 1750-ൽ An original theory or new hypothesis of the universe എന്ന തന്റെ ഗ്രന്ഥത്തിൽ ആകാശഗംഗ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരന്ന ഡിസ്കാണെന്നും ആകാശത്തിലെ ചില നെബുലകൾ ഇതുപോലുള്ള ആകാശഗംഗകളാകാമെന്നും തോമസ് റൈറ്റ് ശരിയായി സിദ്ധാന്തിച്ചുSee text quoted from Wright's An original theory or new hypothesis of the universe by Freeman Dyson, Disturbing the Universe, 1979, pg 245, ISBN 0-330-26324-2. പ്രപഞ്ചദ്വീപുകൾ (island universe) എന്ന പദമാണ്   ഇത്തരം നെബുലകളെ കുറിക്കാൻ ഇമ്മാനുവേൽ കാന്റ് ഉപയോഗിച്ചത്.

പതിനെട്ടാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ അവസാനത്തോടെ പ്രകാശമേറിയ 109 നെബുലകളുടെ (നെബുലകളെപ്പോലെ തോന്നിച്ചിരുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളുടെ) പട്ടിക ചാൾസ് മെസ്സിയർ പുറത്തിറക്കി. ഇതിനുപിന്നാലെ വില്യം ഹെർഷലും 5000 നെബുലകളുടെ കാറ്റലോഗ് പുറത്തിറക്കി. 1845-ൽ പുതിയ ദൂരദർശിനി നിർമ്മിച്ച് നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തിയ റോസെ പ്രഭു ദീർഘവൃത്താകൃതിയുള്ള നെബുലകളെയും സർപ്പിളാകൃതിയുള്ള നെബുലകളെയും തമ്മിൽ വേർതിരിച്ചു. ഇവയിൽ ചിലതിൽ പ്രകാശം കേന്ദ്രീകൃതമായ ബിന്ദുക്കളുണ്ടെന്നുള്ള അദ്ദേഹത്തിന്റെ കണ്ടെത്തൽ കാന്റിന്റെ പരികൽപനയ്ക്ക് ഉപോൽബലകമായി

1917-ൽ ഹെബർ കർട്ടിസ് ഗ്രേറ്റ് ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിൽ (M31 എന്ന മെസ്സിയർ വസ്തു) S ആൻഡ്രോമിഡേ എന്ന നോവ നിരീക്ഷിച്ചു. ചിത്രങ്ങളിൽ പരതിയ അദ്ദേഹത്തിന് 11 നോവകൾ കൂടി കാണാനായി. ക്ഷീരപഥത്തിൽ കണ്ടിരുന്ന നോവകളെക്കാളും ഇവയുടെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം 10 എങ്കിലും കൂടുതലാണെന്ന് (അതായത്, ഇവ 10000 മടങ്ങെങ്കിലും പ്രകാശം കുറഞ്ഞതാണെന്ന്) അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി. ഒന്നര ലക്ഷം പാർസെക്കാണ് ആൻഡ്രോമിഡയിലേക്കുള്ള ദൂരം എന്ന് ഇതിലൂടെ കണക്കാക്കിയ അദ്ദേഹം സർപ്പിളനീഹാരികകളെല്ലാം വെവ്വേറെ താരാപഥങ്ങളാണെന്നുള്ള പ്രപഞ്ചദ്വീപ് പരികൽപനയുടെ വക്താവായി

1920-ൽ കർട്ടിസും ഹാർലോ ഷാപു്ലിയും തമ്മിൽ ആകാശഗംഗ, സർപ്പിളനീഹാരികകൾ, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വിസ്തൃതി എന്നിവയെക്കുറിച്ച് വമ്പിച്ച വാദപ്രതിവാദം നടന്നു. ആകാശഗംഗയിലെ പൊടിമൂലമുള്ള ഇരുണ്ട വരകളെപ്പോലുള്ള ഭാഗങ്ങൾ ഗ്രേറ്റ് ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിലും കാണപ്പെടുന്നു എന്നത് ആൻഡ്രോമിഡ യഥാർത്ഥത്തിൽ ഗാലക്സിയാണെന്നുള്ള തന്റെ സിദ്ധാന്തം ശരിയാണെന്ന് തെളിയിക്കാനായി കർട്ടിസ് ഉയർത്തിക്കാട്ടി. ആൻഡ്രോമിഡ ഉയർന്ന നീലനീക്കം കാണിക്കുന്നുവെന്നും അദ്ദേഹം ചൂണ്ടിക്കാട്ടി

1920-കളിൽ തന്നെ ഈ സംവാദത്തിന് ഉത്തരമായി. ഏൺസ്റ്റ് ഈപിക് എന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ 1922-ൽ ആൻഡ്രോമിഡയിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കിയത് ആൻഡ്രോമിഡ നമ്മുടെ താരാപഥത്തിന് പുറത്താണെന്നതിന് തെളിവായി. മൗണ്ട് വിൽസണിലെ 100 ഇഞ്ച് വ്യാസമുള്ള ദൂരദർശിനിയുപയോഗിച്ച് കൂടുതൽ കൃത്യതയുള്ള പഠനങ്ങൾ നടത്തിയ എഡ്‌വിൻ ഹബിൾ ചില സർപ്പിളനീഹാരികകളുടെ വശങ്ങളിൽ സീഫിഡ് ചരനക്ഷത്രങ്ങൾ കണ്ടെത്തുകയും ഈ നക്ഷത്രങ്ങളെയുപയോഗിച്ച് നീഹാരികകളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുകയും ചെയ്തു. ഇതിൽ നിന്ന് അവ ആകാശഗംഗയുടെ ഭാഗമാകുക സാധ്യമല്ലാത്തത്ര അകലെയാണെന്ന് അദ്ദേഹം സ്ഥാപിച്ചു. 1936-ൽ താരാപഥങ്ങളെ വർഗ്ഗീകരിക്കാൻ ഹബിൾ കൊണ്ടുവന്ന രീതി ഇന്നും ഉപയോഗിക്കപ്പെടുന്നു

 ആധുനികഗവേഷണം 

നക്ഷത്രാന്തരീയമാദ്ധ്യമത്തിലെ അറ്റോമിക ഹൈഡ്രജൻ വാതകം 21 സെന്റിമീറ്റർ തരംഗദൈർഘ്യമുള്ള മൈക്രോവേവ് വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുമെന്ന് 1944-ൽ ഹെൻഡ്രിക് വാൻ ഡി ഹുൾസ്റ്റ് പ്രവചിച്ചു. ഈ വികിരണം 1951-ൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്തു. നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിലെ പൊടി ഈ വികിരണത്തെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നില്ല എന്നതിനാൽ വാതകത്തിന്റെ ഡോപ്പ്ലർ നീക്കം കണക്കാക്കാൻ ഈ വികിരണം ഉപയോഗിക്കാം. ഈ തത്ത്വമുപയോഗിച്ച് ആകാശഗംഗയെക്കുറിച്ച് നടത്തിയ കൂടുതൽ കൃത്യമായ പഠനങ്ങളിൽ നിന്ന് താരാപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിന് ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ബാർഡ് സർപ്പിള ഘടനയാണുള്ളതെന്ന പരികൽപന ഉരുത്തിരിഞ്ഞു. കൂടുതൽ കൃത്യതയുള്ള റേഡിയോ ദൂരദർശിനികളുപയോഗിച്ച് മറ്റ് താരാപഥങ്ങളിലെയും ഹൈഡ്രജൻ വാതകം നിരീക്ഷിക്കാനായി.

1970-കളിൽ വേര റൂബിൻ താരാപഥങ്ങളുടെ ഭ്രമണവേഗതയെക്കുറിച്ച് നടത്തിയ പഠനങ്ങളിൽ നിന്നും ദൃശ്യമായ പിണ്ഡം മാത്രമുപയോഗിച്ച് കൂടിയ ഭ്രമണവേഗത പൂർണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാനാകില്ലെന്ന് മനസ്സിലായി. പ്രകാശം പുറത്തുവിടാത്ത  തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമുപയോഗിച്ച് ഈ പ്രശ്നം വിശദീകരിക്കാനാകുമെന്ന് കരുതുന്നു

1990-കളിൽ ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി കൂടുതൽ മെച്ചപ്പെട്ട നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് വഴിവച്ചു. കാണാനാകാത്ത തമോദ്രവ്യം ചെറുതും പ്രകാശം കുറഞ്ഞതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളാൽ മാത്രം നിർമ്മിതമല്ല എന്ന പ്രധാന കണ്ടെത്തൽ ഇങ്ങനെയുണ്ടായി. ഹബിൾ ഡീപ് ഫീൽഡ് നിരീക്ഷണത്തിൽ നിന്നും പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഏതാണ്ട് 1.25×1011 താരാപഥങ്ങളുണ്ടെന്നും കണക്കാക്കാനായി. ദൃശ്യപ്രകാശത്തിനു പുറമെയുള്ള വൈദ്യുതകാന്തികവർണ്ണരാജിയിലെ വികിരണങ്ങളിൽ നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്താൻ സഹായിക്കുന്ന റേഡിയോ ദൂരദർശിനികൾ, ഇൻഫ്രാറെഡ് കാമറകൾ, എക്സ്-റേ ദുരദർശിനികൾ എന്നിവയുപയോഗിച്ച് ഹബിളിന് കാണാൻ സാധിക്കാതിരുന്ന താരാപഥങ്ങളും നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കാനായിട്ടുണ്ട്. ആകാശഗംഗ മറയ്ക്കുന്ന ആകാശഭാഗത്തിലെ താരാപഥങ്ങൾ ഇതിൽ പെടുന്നു

 തരങ്ങളും രൂപവും 

താരാപഥങ്ങളെ മൂന്ന് പ്രധാന തരങ്ങളായി വർഗ്ഗീകരിക്കാം : ദീർഘവൃത്താകാരം (elliptical), സർപ്പിളം (spiral), ഇറെഗുലർ (irregular). കുറച്ചുകൂടി വിശദമായ വർഗ്ഗീകരണരീതിയാണ് ഹബിളിന്റെ രൂപവിജ്ഞാനീയപരമായ വർഗ്ഗീകരണരീതി (Hubble sequence). രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിമാത്രമാണ് ഹബിൽ രീതി താരാപഥങ്ങളെ വർഗ്ഗീകരിക്കുന്നത് എന്നതിനാൽ സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് ഗാലക്സികളിലെ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന്റെ തോത്, സജീവതാരാപഥകേന്ദ്രങ്ങൾ മുതലായവയെ അത് അവഗണിക്കുന്നു.

 ദീർഘവൃത്താകാരം 
ഹബിൾ വർഗ്ഗീകരണരീതി ദീർഘവൃത്താകാരഗാലക്സികളെ അവയുടെ ellipticity അനുസരിച്ച് തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഏതാണ്ട് ഗോളാകൃതിയുള്ളവയായ E0 മുതൽ എലിപ്റ്റിസിറ്റി വളരെക്കൂടുതലുള്ള E7 വരെയാണ് ഈ തരങ്ങൾ. ഈ താരാപഥങ്ങളുടെ രൂപം എലിപ്സോയ്ഡൽ (ellipsoidal) ആയതിനാൽ ഏത് ദിശയിൽ നിന്ന് നോക്കിയാലും ഇവ ദീർഘവൃത്താകാരമായി അനുഭവപ്പെടും. ഘടനയിൽ കാര്യമായ പ്രത്യേകതകളില്ലാത്ത ഇവയിൽ നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമവും അധികമുണ്ടാകില്ല. അതിനാൽ തുറന്ന താരവ്യൂഹങ്ങളും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപവത്കരണവും ഇവയിൽ കുറവാണ്. പ്രായമേറിയതും താരാപഥകേന്ദ്രത്തെ വിവിധ ദിശകളിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ഇവയിൽ ഏറെ കാണപ്പെടുക. ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങളുമായി ഇവ ഏറെ സാമ്യം പുലർത്തുന്നു

ഏറ്റവും വലിയ താരാപഥങ്ങൾ ഭീമൻ ദീർഘവൃത്താകാരഗാലക്സികളാണ്. ഗാലക്സികൾ കൂട്ടിമുട്ടുകയും കൂടിച്ചേരുകയും ചെയ്യുന്നതിന്റെ ഫലമായാണ് ഇവ രൂപം കൊള്ളുന്നതെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. സർപ്പിളഗാലക്സികളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ഇവ ഏറെ വലുതാകാം. വലിയ ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ കേന്ദ്രത്തിനടുത്തായാണ് ഇത്തരം ഭീമൻ ദീർഘവൃത്താകാരഗാലക്സികൾ സാധാരണ കാണപ്പെടാറ്. ദീർഘവൃത്താകാരതാരാപഥത്തിന്റെ രൂപവത്കരണത്തിന് കാരണമാകുന്ന ഗാലക്സികളുടെ കൂട്ടിമുട്ടൽ വഴിയാണ് സ്റ്റാർബർസ്റ്റ്‌ ഗാലക്സികളും രൂപം കൊള്ളുന്നത്.

 സർപ്പിളം 

നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിന്റെയും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ഡിസ്കാലാണ് സർപ്പിളഗാലക്സികൾ നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. കേന്ദ്രഭാഗത്തായി പ്രായമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തള്ളിച്ചയുമുണ്ടാകും. ഈ തള്ളിച്ചയിൽ നിന്ന് പ്രകാശമേറിയ ഭുജങ്ങൾ നീണ്ടുകിടക്കുന്നു. S എന്ന അക്ഷരമാണ് ഹബിൾ വർഗ്ഗീകരണരീതിയിൽ സർപ്പിളഗാലക്സികളെ പ്രതിനിധീകരിക്കാനുപയോഗിക്കുന്നത്. ഇതിനുപിന്നാലെ കേന്ദ്രത്തിലെ തള്ളിച്ചയുടെ വലിപ്പവും ഭുജങ്ങളുടെ ഇറുക്കവുമനുസരിച്ച് a, b, c എന്നീ അക്ഷരങ്ങളിലേതെങ്കിലുമൊന്ന് ഉപയോഗിക്കുന്നു. Sa ഗാലക്സിയുടെ ഭുജങ്ങൾ ഇറുകിയതും വ്യക്തതയില്ലാത്തതുമാണ്. ഇവയുടെ കേന്ദ്രത്തിലെ തള്ളിച്ച വളരെ വലുതായിരിക്കുകയും ചെയ്യും. ഇതിന് വിപരീതമായി Sc ഗാലക്സികളുടെ ഭുജങ്ങൾ തുറന്നതും കേന്ദ്രത്തിലെ തള്ളിച്ച ചെറുതുമായിരിക്കും

സർപ്പിളഗാലക്സികളിൽ ഭുജങ്ങൾക്ക് ഏതാണ്ട് ലോഗരിതമിക് സർപ്പിളാകൃതിയായിരിക്കും. ഏകതാനമായി പരിക്രമണം നടത്തുന്ന നക്ഷത്രക്കൂട്ടത്തിൽ ചെറിയ മാറ്റം വരുത്തുന്നതുവഴി ഇങ്ങനെയൊരു രൂപമാണുണ്ടാവുക എന്ന് സൈദ്ധാന്തികമായി തെളിയിക്കാനാകും. നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ സർപ്പിളഭുജങ്ങളും കേന്ദ്രത്തിനുചുറ്റും ഭ്രമണം നടത്തുന്നുവെങ്കിലും അവയുടെ കോണീയപ്രവേഗം സ്ഥിരമായിരിക്കും. അതായത്, നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒരു ഭുജത്തിൽ നിന്ന് മറ്റൊന്നിലേക്ക് മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കും. ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള ദ്രവ്യത്തിന്റെയും സാന്ദ്രതാതരംഗങ്ങളുടെയും മേഖലകളാണ് ഭുജങ്ങൾ. നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒരു ഭുജത്തിലൂടെ നീങ്ങുമ്പോൾ ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള പ്രദേശങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണം നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥകളുടെ പ്രവേഗത്തിൽ മാറ്റം വരുത്തുന്നു (ഭുജത്തിന്റെ മറുവശത്തുകൂടി നക്ഷത്രങ്ങൾ പുറത്തുവരുമ്പോൾ ഈ പ്രവേഗം വീണ്ടും സാധാരണനിലയിലാകും). ഭുജങ്ങളിലെ ഉയർന്ന സാന്ദ്രത നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന് കാരണമാകുന്നതിനാൽ അവയിൽ പ്രകാശമേറിയതും പ്രായം കുറഞ്ഞതുമായ ധാരാളം നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടാകും എന്നതിനാലാണ് ഭുജങ്ങളെ നമുക്ക് കാണാൻ സാധിക്കുന്നത്.


മിക്ക സർപ്പിളഗാലക്സികളിലും നീണ്ട ബാർ രൂപത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ കേന്ദ്രത്തിന്റെ ഇരുവശങ്ങളിലേക്കും തള്ളിനിൽക്കുകയും ഒടുവിൽ ഭുജങ്ങളുടെ ഭാഗമാവുകയും ചെയ്യുന്നുണ്ടാകും. ഇവയെ ബാർഡ് സർപ്പിളഗാലക്സികൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഹബിൾ വർഗ്ഗീകരണരീതിയിൽ ഇവയെ സൂചിപ്പിക്കാൻ SB, തുടർന്ന് മുകളിൽ വിവരിച്ചപോലെ a, b അഥവാ c ഉപയോഗിക്കും. കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന സാന്ദ്രതാതരംഗങ്ങൾ മൂലമോ മറ്റൊരു താരാപഥവുമായുള്ള ടൈഡൽ ഗുരുത്വാകർഷണബലം മൂലമോ രൂപമെടുക്കുന്ന താൽക്കാലികഘടങ്കളാണ് ഇവ എന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. വാതകങ്ങൾ ഭുജങ്ങളിലൂടെ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് നീങ്ങുന്നതിനാലാകാം, മിക്ക ബാർഡ് സർപ്പിളഗാലക്സികളുടെയും കേന്ദ്രങ്ങൾ സജീവമാണ്

30 കിലോപാർസെക് വ്യാസവും ഒരു കിലോപാർസെക് കട്ടിയുമുള്ള ഡിസ്കിന്റെ രൂപത്തിലുള്ള വലിയൊരു ബാർഡ് സ്പൈറൽ ഗാലക്സിയാണ് ക്ഷീരപഥം. ഏതാണ്ട് 2×1011 നക്ഷത്രങ്ങൾ നമ്മുടെ താരാപഥത്തിലുണ്ട്. പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ ഉദ്ദേശം 6×1011 ഇരട്ടിയുമാണ്.

 മറ്റ് രൂപങ്ങൾ 

മറ്റ് ഗാലക്സികളുമായുള്ള ടൈഡൽ പ്രതിപ്രവർത്തനം മൂലം അസാധാരണമായ സവിശേഷതകൾ കൈവരുന്ന താരാപഥങ്ങളാണ് വിചിത്രതാരാപഥങ്ങൾ അഥവാ പെക്യൂലിയർ താരാപഥങ്ങൾ. നഗ്നമായ കേന്ദ്രവും ഇതിനെച്ചുറ്റി വലയരൂപത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളും നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമവുമടങ്ങിയ റിങ്ങ് ഗാലക്സി ഈ തരത്തിന് ഉദാഹരണമാണ്. സർപ്പിള താരാപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലൂടെ മറ്റൊരു ചെറിയ താരാപഥം കടന്നുപോകുമ്പോഴാണ് ഇവ ഉണ്ടാകുന്നതെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ആൻഡ്രോമിഡ താരാപഥത്തിന്റെ ഇൻഫ്രാറെഡ് ചിത്രങ്ങളിൽ ഇതുപോലെ വലയങ്ങളടങ്ങിയ ഒരു ഘടന കാണാനാകുന്നതിനാൽ ഇങ്ങനെയുള്ള ഒരു പ്രതിഭാസം ആൻഡ്രോമീഡ താരാപഥത്തിലും നടന്നിട്ടുണ്ടെന്ന് അനുമാനിക്കുന്നു

ദീർഘവൃത്താകാര താരാപഥങ്ങളുടേയും സർപ്പിള താരാപഥങ്ങളുടേയും സ്വഭാവസവിശേഷതകളടങ്ങിയ, ഇവയ്ക്കിടയിലുള്ള രൂപമാണ് ലെന്റികുലർ ഗാലക്സി. ഹബിൾ വർഗ്ഗീകരണത്തിൽ S0 ഉപയോഗിച്ചാണ് ഇവയെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള പ്രഭാമണ്ഡലവും വ്യക്തമല്ലാത്ത ഭുജങ്ങളും ഇവയിലുണ്ടാകും. ബാർഡ് ലെന്റികുലർ ഗാലക്സികളെ സൂചിപ്പിക്കാൻSB0 ആണ് ഹബിൾ രീതിയിൽ ഉപയോഗിക്കുക.


ഇതിനുപുറമെ ദീർഘവൃത്താകാരമെന്നോ സർപ്പിളമെന്നോ വർഗ്ഗീകരിക്കാനാകാത്ത ഏറെ താരാപഥങ്ങളുണ്ട്. ഇവയെ അനിയത താരാപഥങ്ങൾ (irregular galaxies) എന്ന വർഗ്ഗത്തിൽ പെടുത്തിയിരിക്കുന്നു. Irr-I വർഗ്ഗത്തിലെ താരാപഥങ്ങൾക്ക് ഘടനയുണ്ടെങ്കിലും ഹബിൾ വർഗ്ഗീകരണരീതിയിലെ രൂപങ്ങളുമായി ഇവ വ്യക്തമായി ഒത്തുപോകുന്നില്ല. Irr-II താരാപഥങ്ങൾക്കാകട്ടെ ഹബിൾ രീതിയിലെ രൂപങ്ങളുമായി യാതൊരു സാമ്യവുമുണ്ടാകില്ല. മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങൾ കുള്ളൻ അനിയത താരാപഥങ്ങൾക്ക് ഉദാഹരണങ്ങളാണ്.

 വാമനതാരാപഥങ്ങൾ 
വലിയ ദീർഘവൃത്താകാര, സർപ്പിള താരാപഥങ്ങൾ ധാരാളമായി കാണപ്പെടുന്നുവെങ്കിലും പ്രപഞ്ചത്തിലെ താരാപഥങ്ങളിലേറെയും വാമനതാരാപഥങ്ങളാണ്. ആകാശഗംഗയുടെ നൂറിലൊന്നോളം വലിപ്പം മാത്രമുള്ള ഇവയിൽ നൂറുകോടിയോളം നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമേ കാണൂ. ഏതാണ്ട് 100 പാർസെക് മാത്രം വ്യാസമുള്ള തീരെച്ചെറിയ (Ultra-compact) വാമനതാരാപഥങ്ങളും അടുത്തിടെ കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി

ഒരു വലിയ താരാപഥത്തെ ഒന്നിലേറെ വാമനതാരാപഥങ്ങൾ പരിക്രമണം ചെയ്തേക്കാം. ക്ഷീരപഥത്തിനുതന്നെ ഒരു ഡസണോളം ഇത്തരം ഉപതാരാപഥങ്ങളുണ്ട്.  300 മുതൽ 500 വരെ  എണ്ണം ഇനിയും കണ്ടുപിടിക്കാത്തതായും ഉണ്ടാകാം. വാമനതാരാപഥങ്ങളെ വാമനദീർഘവൃത്താകാരതാരാപഥം, വാമനസർപ്പിളതാരാപഥം, വാമന അനിയത താരാപഥം എന്നിങ്ങനെ തരം തിരിക്കാം. വാമനദീർഘവൃത്താകാരതാരാപഥങ്ങൾക്ക് വലിയ ദീർഘവൃത്താകാരതാരാപഥങ്ങളുമായി സാമ്യം തീരെക്കുറവായതിനാൽ അവയെ വാമന സ്ഫിറോയ്ഡൽ താരാപഥങ്ങൾ എന്നും വിളിക്കാറുണ്ട്

ആകാശഗംഗയുടെ അടുത്തുള്ള 27 വാമനതാരാപഥങ്ങളെക്കുറിച്ച് നടത്തിയ പഠനം അവയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണം എത്രതന്നെയായാലും അവയുടെ പിണ്ഡം ഏതാണ്ട് ഒരു കോടി സൗരപിണ്ഡമായിരിക്കുമെന്ന് കണ്ടെത്തി. താരാപഥങ്ങൾ പ്രധാനമായും  തമോദ്രവ്യത്താൽ നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടതാണെന്നും പിണ്ഡം ഒരളവിൽ കുറവാണെങ്കിൽ തമോദ്രവ്യത്തിന് ഗുരുത്വാകർഷണഫലമായി ബന്ധിതമാകാൻ കഴിയില്ലെന്നും ഇതിൽ നിന്ന് അനുമാനിക്കുന്നു

 അസാധാരണ പ്രതിഭാസങ്ങൾ 
 പരസ്പരപ്രവർത്തനം 
ഒരു ക്ലസ്റ്ററിലെ താരാപഥങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള ശരാശരി ദൂരം അവയുടെ വ്യാസത്തിന്റെ പത്തിരട്ടിയോളമേ വരൂ. അതിനാൽ അടുത്തടുത്തുള്ള താരാപഥങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള പരസ്പരപ്രവർത്തനത്തിന് സാധ്യത കൂടുതലാണ്. താരാപഥങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൽ ഇത് പ്രധാന പങ്കുവഹിക്കുന്നു. രണ്ട് താരപഥങ്ങൾ അവയുടെ വേഗതയുടെ പ്രത്യേകതമൂലം വളരെയടുത്തെത്തി അകന്നുപോവുകയാണെങ്കിൽ ടൈഡൽ പ്രതിപ്രവർത്തനം മൂലം അവയുടെ രൂപത്തിൽ മാറ്റങ്ങളുണ്ടാകാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. വാതകവും ധൂളികളും ഇത്തരം താരാപഥങ്ങൾ പരസ്പരം കൈമാറിയേക്കാം


ഒരു താരാപഥം മറ്റൊന്നിലൂടെ കടന്നുപോവുകയും കൂടിച്ചേരാതിരിക്കാൻ മാത്രം സംവേഗം അവയ്ക്കുണ്ടാവുകയും ചെയ്യുമ്പോഴാണ് താരാപഥങ്ങളുടെ ഘട്ടനങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നത്. ഇങ്ങനെ വരുമ്പോൾ ഓരോ താരാപഥത്തിലെയും നക്ഷത്രങ്ങൾ യാതൊന്നുമായും കൂട്ടിമുട്ടാതെ മറ്റതിനുള്ളിലൂടെ മാറ്റങ്ങളൊന്നുമില്ലാതെ കടന്നുപോകും. എന്നാൽ രണ്ടിലെയും പൊടിയും വാതകങ്ങളും പ്രതിപ്രവർത്തിക്കും. നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമം ഞെരുക്കപ്പെടുന്നതിനാൽ ത്വരിതമായ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന് ഇത് വഴിവക്കും. ഘട്ടനം ചെയ്യുന്ന താരാപഥങ്ങളുടെ രൂപത്തിൽ വലിയ മാറ്റങ്ങൾ വരികയും ബാറുകൾ, റിങ്ങുകൾ, വാലുപോലുള്ള ഘടനകൾ എന്നിവ ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്യാൻ സാധ്യതയുണ്ട്

ഇടയുന്ന താരാപഥങ്ങൾക്ക് ആവശ്യത്തിന് സംവേഗമില്ലാതെ വന്നാൽ അവയ്ക്ക് പരസ്പരം ഉള്ളിലൂടെ കടന്നുപോകാനാവില്ല. അതിനാൽ അവ കൂടിച്ചേർന്ന് ഒറ്റ താരാപഥമായി മാറുന്നു. ഇങ്ങനെ രൂപം കൊള്ളുന്ന താരാപഥത്തിന്റെ രൂപം ഘട്ടനം ചെയ്ത താരാപഥങ്ങളുടേതിൽ നിന്ന് ഏറെ വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. കൂടിച്ചേരുന്ന താരാപഥങ്ങളിൽ ഒന്ന് മറ്റേതിനെക്കാൾ ഏറെ വലുതാണെങ്കിൽ അതിന്റെ ഘടനയ്ക്ക് കൂടിച്ചേരൽ മൂലം കാര്യമായ വ്യത്യാസമൊന്നും വരില്ല. ചെറിയ താരാപഥമാകട്ടെ പൂർണ്ണമായും കീറിമുറിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ഈ പ്രതിഭാസം ഗാലക്റ്റികു് കാനിബാളിസം (Galactic cannibalism) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ക്ഷീരപഥം അതിന്റെ ഉപഗാലക്സികളായ ധനു വാമനതാരാപഥം (Sagittarius Dwarf Galaxy), ബൃഹച്ഛ്വാനം വാമനതാരാപഥം (Canis Major Dwarf Galaxy) എന്നിവയെ ഇങ്ങനെ ഭുജിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്.

 സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് 

ഭീമൻ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളായി മാറുന്ന തണുത്ത വാതകത്തിൽ നിന്നാണ് താരാപഥങ്ങളിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നത്. ചില താരാപഥങ്ങളിലെ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണനിരക്ക് വളരെ കൂടുതലാണ്. ഈ പ്രതിഭാസം സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് എന്നറിയപ്പെടുന്നു. എന്നാൽ ഈ ഉയർന്ന നിരക്കിൽ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണം ഏറെക്കാലം തുടർന്നാൽ താരാപഥത്തിലെ വാതകം താരാപഥത്തിന്റെ ജീവിതകാലത്തെക്കാൾ വളരെവേഗം ഉപയോഗിച്ചുതീർന്നുപോകും. അതിനാൽ ഗാലക്സികളുടെ കാലയളവിൽ ചെറിയ സമയമായ ഏതാണ്ട് ഒരു കോടിയോളം വർഷമേ സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് പ്രതിഭാസം നീണ്ടുനിൽക്കൂ. പ്രപഞ്ചം രൂപം കൊണ്ട ആദ്യകാലത്ത് സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണം കൂടുതലായിരുന്നു. ഇന്നും നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന്റെ പതിനഞ്ച് ശതമാനത്തോളം നടക്കുന്നത് സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് ഗാലക്സികളിലാണ്

സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് ഗാലക്സികളെ ഇടതിങ്ങിയതും പൊടിനിറഞ്ഞതുമായ വാതകമേഖലകളെയും പുതുതായി രൂപം കൊണ്ട നക്ഷത്രളെയും ഉപയോഗിച്ച് തിരിച്ചറിയാം. പിണ്ഡമേറിയ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ചുറ്റുഭാഗത്തെ വാതകമേഘങ്ങളെ അയണീകരിക്കുന്നതിലാൽ H II മേഖലകളും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു. സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾക്കും പിണ്ഡമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ കാരണമാകുന്നു. വികസിക്കുന്ന സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടങ്ങൾ നക്ഷത്രാന്തരപ്രദേശത്തെ വാതകങ്ങളുമായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുന്നതിനാൽ കൂടുതൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപവത്കരണത്തിന് കാരണമാകുന്നു. ഇങ്ങനെ വാതകമേഖലയിലാകെ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണം നടന്ന് വാതകങ്ങളെല്ലാം ഉപയോഗിച്ച് തീരുമ്പോൾ സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് അവസാനിക്കുന്നു

കൂടിച്ചേരുന്നതോ പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുന്നതോ ആയ ഗാലക്സികളിൽ സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് രൂപവത്കരണത്തിന് സാധ്യത കൂടുതലാണ്. M81 താരാപഥവുമായി പ്രതിപ്രവർത്തിച്ചതിന്റെ ഫലമായി സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് നടക്കുന്ന M82 ഇതിനുദാഹരണമാണ്. ഇറെഗുലർ ഗാലക്സികളിൽ ഇടവേളകളിൽ സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് പ്രതിഭാസം നടക്കാറുണ്ട്

 സജീവകേന്ദ്രങ്ങൾ 

ഊർജ്ജോത്പാദനത്തിന്റെ പ്രധാന പങ്ക് നക്ഷത്രങ്ങൾ, പൊടി പടലങ്ങൾ, നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമം എന്നിവയുടെ പുറമെനിന്നുള്ള താരാപഥങ്ങളെ സജീവതാരാപഥങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു. കേന്ദ്രത്തിലെ പിണ്ഡമേറിയ തമോദ്വാരത്തിന് ചുറ്റും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ' അക്രീഷൻ ഡിസ്ക്ക് ' എന്ന വിശദീകരണമാണ് സജീവ താരാപഥകേന്ദ്രങ്ങൾക്ക് നൽകിയിട്ടുള്ളത്. ഡിസ്കിൽ നിന്ന് തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് വീഴുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഗുരുത്വോർജ്ജമാണ് വികിരണമായി മാറുന്നത്. പത്ത് ശതമാനത്തോളം സജീവ താരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളിൽ നിന്ന് കേന്ദ്രത്തിന്റെ വിപരീതദിശകളിൽ പ്രകാശവേഗത്തോടടുക്കുന്ന വേഗതയിൽ ദ്രവ്യം ഒരുജോഡി പ്രവാഹങ്ങളായി പുറത്തേക്കുവരുന്നതായി കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഇവ എങ്ങനെയാണുണ്ടാകുന്നത് എന്നതിനെക്കുറിച്ച് ഇനിയും വ്യക്തമായ ധാരണയായിട്ടില്ല

എക്സ്-രശ്മികളുടെ രൂപത്തിൽ ധാരാളം ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുന്ന സജീവതാരാപഥങ്ങളെ ഊർജ്ജത്തിന്റെ അളവനുസരിച്ച് സീഫർട്ട് ഗാലക്സികൾ എന്നും ക്വാസാറുകൾ എന്നും വിളിക്കുന്നു. ഭൂമിയുടെ ദിശയിൽ പ്രകാശവേഗത്തോടടുത്ത വേഗതയുള്ള കണികാപ്രവാഹമുള്ള സജീവതാരാപഥങ്ങളാണ് ബ്ലാസാറുകൾ എന്ന് കരുതുന്നു. പ്രവാഹങ്ങളിൻ നിന്ന് റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന സജീവതാരാപഥങ്ങളാണ് റേഡിയോ താരാപഥം. നിരീക്ഷകന്റെ വീക്ഷണകോണിലെ വ്യത്യാസമുപയോഗിച്ച് ഇവ വ്യത്യസ്തമായി തോന്നുന്നതിന്റെ കാരണം വിശദീകരിക്കാം

സജീവതാരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളുമായും സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് മേഖലകളുമായും ബന്ധപ്പെട്ടതാണെന്ന് അനുമാനിക്കുന്ന മറ്റൊരു തരം ഗാലക്സികളാണ് LINER (Low Ionization Nuclear Emission-line Region). ലൈനർ ഗാലക്സികളിൽ നിന്നുള്ള വികിരണം പരിശോധിച്ചാൽ ദുർബലമായി അയണീകരിക്കപ്പെട്ട മൂലകങ്ങളുടെ രേഖകൾ കാണാനാകും. ആകാശഗംഗയുടെ സമീപതാരാപഥങ്ങളിൽ മൂന്നിലൊന്നോളം ലൈനർ കേന്ദ്രങ്ങളടങ്ങിയവയാണ്

 രൂപവത്കരണവും പരിണാമവും 
താരാപഥങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നതെങ്ങനെയെന്നും പ്രപഞ്ചചരിത്രത്തിൽ അവയുടെ പരിണാമമെങ്ങനെയാണെന്നും കണ്ടെത്തുക ജ്യോതിർഭൗതികത്തിൽ വളരെ പ്രാധാന്യമുള്ള വിഷയമാണ്. ഗാലക്സികളുടെ പരിണാമത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ചില സിദ്ധാന്തങ്ങൾ ഇന്ന് പരക്കെ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടെങ്കിലും ഈ വിഷയത്തിൽ ഇന്നും ഏറെ ഗവേഷണങ്ങൾ നടക്കുന്നുണ്ട്.

 രൂപവത്കരണം 
ഇന്ന് കൂടുതലായി അംഗീകരിക്കപ്പെട്ട പ്രപഞ്ചമാതൃകയനുസരിച്ച് ഒരു മഹാവിസ്ഫോടനം വഴിയാണ് പ്രപഞ്ചം രൂപം കൊണ്ടത്. മഹാവിസ്ഫോടനത്തിന് ഏതാണ്ട് മൂന്നുലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കുശേഷം ഹൈഡ്രജന്റെയും ഹീലിയത്തിന്റെയും ആറ്റങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളാൻ തുടങ്ങി. ഈ കാലഘട്ടം റീകോമ്പിനേഷൻ യുഗം എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ അയണീകൃതമല്ലാത്തതും പ്രകാശം വളരെ നന്നായി ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതുമായ രൂപത്തിലായിരുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളൊന്നും രൂപം കൊണ്ടിരുന്നില്ലാത്തതിനാൽ ഈ കാലഘട്ടത്തെ ഇരുണ്ട യുഗം'' എന്നും വിളിക്കുന്നു. ആദിമദ്രവ്യത്തിലെ സാന്ദ്രതാവ്യതിയാനങ്ങളിൽ നിന്നാണ് വലിയ ഘടനകൾ രൂപം കൊള്ളാൻ തുടങ്ങിയത്. ഇതിന്റെ ഫലമായി ബാരിയോണികു് ദ്രവ്യം തണുത്ത തമോദ്രവ്യമണ്ഡലങ്ങളിൽ കൂടിച്ചേരാൻ തുടങ്ങി. ഈ ആദിമഘടനകളാണ് പിന്നീട്  നാം ഇന്നു കാണുന്ന രൂപത്തിലുള്ള താരാപഥങ്ങളായി മാറിയത്

ആദ്യകാലത്തുതന്നെ താരാപഥങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടിരുന്നു എന്നതിന് 2006-ലാണ് തെളിവു ലഭിച്ചത്. IOK-1 എന്ന താരാപഥത്തിന്റെ ചുവപ്പുനീക്കം വളരെ കൂടുതലാണെന്നും (6.96) ഇത് മഹാവിസ്ഫോടനത്തിന് ഏതാണ്ട് 75 കോടി വർഷത്തിനുശേഷം മാത്രമായിരിക്കണം രൂപം കൊണ്ടതെന്നും കണ്ടെത്തപ്പെട്ടു. അതുവരെ കണ്ടെത്തിയതിൽ വച്ച് ഏറ്റവും ദൂരെയുള്ളതും ആദ്യം രൂപം കൊണ്ടതുമായ ഗാലക്സിയായിരുന്നു IOK-1. Abell 1835 IR1916 മുതലായ ചില താരാപഥങ്ങൾക്ക് ഇതിനെക്കാൾ ഉയർന്ന ചുവപ്പുനീക്കമുണ്ടെന്നും അതിനാൽ ആദ്യം രൂപവത്കരിക്കപ്പെട്ടതു് ഇവയായിരിക്കണമെന്നും ചില ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ വാദിക്കുന്നുവെങ്കിലും IOK-1 ന്റെ പ്രായത്തിനും ഘടനയ്ക്കുമാണ് കൂടുതൽ കൃത്യമായ കണക്കുകളുള്ളത്. ഇത്തരം പ്രാഗ്‌താരാപഥങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം ഇരുണ്ട യുഗങ്ങളിൽത്തന്നെ അവ രൂപം കൊണ്ടിരുന്നു എന്നതിനുള്ള തെളിവായി ചൂണ്ടിക്കാട്ടുന്നു

ആദ്യകാല താരാപഥരൂപവത്കരണത്തിന് കാരണമാകുന്ന പ്രക്രിയയുടെ വിശദാംശങ്ങൾ ഇനിയും കൃത്യമായി അറിവായിട്ടില്ല. ഇതിനെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങളെ പ്രധാനമായും രണ്ടായി തരം തിരിക്കാം : ടോപ് ഡൗൺ (top-down), ബോട്ടം അപ്(bottom-up). എഗ്ഗെൻ-ലിൻഡൻ-ബെൽ മാതൃക (ELS മാതൃക) മുതലായ ടോപ് ഡൗൺ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ വലിയ അളവിലുള്ളതും ഒരുമിച്ച് സംഭവിച്ചതുമായ ദ്രവ്യത്തിന്റെ കൂടിച്ചേരലിൽ നിന്നാണ് പ്രാഗ്താരാപഥങ്ങൾ രൂപം കൊണ്ടത് എന്നു പറയുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ ഏതാണ്ട് പത്തുകോടി വർഷങ്ങളെടുക്കുന്നതാണ്. ബോട്ടം അപ് സിദ്ധാന്തങ്ങൾ പറയുന്നത്, ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങൾ മുതലായ ചെറിയ ഘടനകളാണ് ആദ്യം രൂപം കൊണ്ടതെന്നും ഇവ കൂടിച്ചേർന്നാണ് ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടായതെന്നുമാണ്. സേൾ സിൻ മാതൃക (SZ മാതൃക) ഇതിനുദാഹരണമാണ്. തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ ഹാലോകളെക്കൂടി കണക്കിലെടുക്കാനായി നിലവിലുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങളെ വികസിപ്പിക്കേണ്ടതുണ്ട്

പ്രാഗ്‌ഗാലക്സികൾ രൂപം കൊള്ളാനും ചുരുങ്ങാനും തുടങ്ങുന്നതോടെ ആദ്യത്തെ ഹാലോ നക്ഷത്രങ്ങൾ (പോപ്പുലേഷൻ III നക്ഷത്രങ്ങൾ) അവയ്ക്കുള്ളിൽ രൂപം കൊള്ളാനാരംഭിച്ചു. ഇവ ഏതാണ്ട് പൂർണ്ണമായും ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം എന്നിവയാൽ നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടവയും പിണ്ഡം വളരെയേറിയതുമായിരുന്നു. അതിനാൽ ഇവ വളരെവേഗം കത്തിത്തീരുകയും സൂപ്പർനോവകളായി മാറി നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിലേക്ക് ഭാരമൂലകങ്ങളെ പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്തു. ആദ്യത്തെ തലമുറയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ചുറ്റുമുള്ള ഭാഗത്തെ ഹൈഡ്രജനെ അയണീകരിക്കുകയും പ്രകാശത്തിന് ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടാതെ സഞ്ചരിക്കാനാവുന്ന രീതിയിൽ നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തെ മാറ്റുകയും ചെയ്തു

 പരിണാമം 

താരാപഥരൂപവത്കരണത്തിന് ഏതാണ്ട് നൂറുകോടി വർഷത്തിനുള്ളിൽ താരാപഥത്തിനകത്ത് വ്യവസ്ഥകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടാൻ തുടങ്ങുന്നു. ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങൾ, കേന്ദ്രത്തിലെ പിണ്ഡമേറിയ തമോദ്വാരം, കേന്ദ്രത്തിലെ തള്ളിച്ച, പോപ്പുലേഷൻ II നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നിവ രൂപം കൊള്ളുന്നു. അധികമായി ചേർക്കപ്പെടുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ അളവ് നിയന്ത്രിക്കുക വഴി കേന്ദ്രത്തിലെ തമോദ്വാരം താരാപഥത്തിന്റെ വളർച്ച നിയന്ത്രിക്കുന്നതിൽ പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നു. ഈ ശൈശവദശയിൽ താരാപഥത്തിൽ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണനിരക്ക് വളരെ ത്വരിതപ്പെടുന്നു

തുടർന്ന് 200 കോടിയോളം വർഷം കൊണ്ട് താരാപഥത്തിലെ ദ്രവ്യമാകെ ഒരു ഡിസ്കിന്റെ രൂപത്തിൽ അടിയുന്നു. ഇതിനുശേഷവും നക്ഷത്രാന്തരമേഘങ്ങളിൽനിന്നും കുള്ളൻ ഗാലക്സികളിൽ നിന്നും താരാപഥം പിണ്ഡം നേടുന്നത് തുടരും. ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവുമാണ് ഈ ദ്രവ്യത്തിലെ പ്രധാന പങ്ക്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമവും മരണവും ഭാരമൂലകങ്ങളുടെ അളവ് വർദ്ധിപ്പിക്കുകയും ഗ്രഹരൂപവത്കരണം സാധ്യമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു

പരസ്പരപ്രവർത്തനവും ഘട്ടനങ്ങളും താരാപഥങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെ ഗണ്യമായി സ്വാധീനിക്കുന്നു. ആദ്യകാലത്ത് താരാപഥഘട്ടനങ്ങൾ വളരെ സാധാരണമായിരുന്നു. അതിനാൽ താരാപഥങ്ങളിലധികവും പെക്യൂലിയർ ഗാലക്സികളുമായിരുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള വലിയ അകലം മൂലം താരാപഥഘട്ടനങ്ങൾ നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥകളെ കാര്യമായി ബാധിക്കുകയില്ല. എന്നാൽ സർപ്പിളഭുജങ്ങളിലെ വാതകങ്ങളിലെയും പൊടിയിലെയും ഗുരുത്വാകർഷണസ്വാധീനം മൂലം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വാലുപോലുള്ള വലിയ നിരകൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഇവ ടൈഡൽ വാലുകൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. NGC 4676 താരാപഥത്തിലും ആന്റിന ഗാലക്സികളിലും ഇങ്ങനെയുള്ള ടൈഡൽ വാലുകൾ കാണാം.

130 km/s വേഗതയിൽ ക്ഷീരപഥവും ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയും പരസ്പരം അടുത്തുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. ഏതാണ്ട് അഞ്ഞൂറ് കോടി വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഇവ തമ്മിൽ കൂട്ടിമുട്ടും. ആൻഡ്രോമിഡയുടെ വലിപ്പമുള്ള താരാപഥങ്ങളുമായി ക്ഷീരപഥം ഇതുവരെ ഘട്ടനത്തിലേർപ്പെട്ടിട്ടില്ലെങ്കിലും വാമനതാരാപഥങ്ങളുമായുള്ള ഘട്ടനങ്ങൾക്ക് കൂടുതൽ തെളിവുകൾ ലഭിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നുണ്ട്. ഇങ്ങനെ വലിയ ഘട്ടനങ്ങൾ അപൂർവ്വമാണ്. കാലം ചെല്ലുന്നതോടെ ഏതാണ്ട് തുല്യവലിപ്പമുള്ള താരാപഥങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ഘട്ടനത്തിന് സാധ്യത കുറഞ്ഞുവരും. പ്രകാശമേറിയ മിക്ക ഗാലക്സികളും ബില്യൺ കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി കാര്യമായ മാറ്റങ്ങളൊന്നുമില്ലാതെയാണിരിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന്റെ നിരക്കും ഉദ്ദേശം ആയിരം കോടി വർഷങ്ങൾ മുമ്പ് അതിന്റെ ഉയർന്ന നിലയിലെത്തി

 ഭാവി 
തണുത്ത വാതകം ഉപയോഗിച്ചുതീർന്നിട്ടില്ലാത്ത ചെറിയ താരാപഥങ്ങളിലാണ് ഇന്ന് നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിലധികവും സംഭവിക്കുന്നത്. സർപ്പിളഭുജങ്ങളിൽ നക്ഷത്രാന്തര ഹൈഡ്രജനടങ്ങിയ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളുള്ളിടത്തോളമേ ക്ഷീരപഥം പോലുള്ള സർപ്പിളതാരാപഥങ്ങളിൽ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണം നടക്കൂ. ദീർഘവൃത്താകാരതാരാപഥങ്ങളിൽ വാതകങ്ങൾ തീരെ കുറവാണെന്നതിനാൽ അവയിൽ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണം നടക്കാറില്ല. നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിനുള്ള അസംസ്കൃതവസ്തു പരിമിതമാണ്. ഹൈഡ്രജനെല്ലാം ഭാരമൂലകങ്ങളായി നക്ഷത്രങ്ങൾ മാറ്റുന്നതോടെ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന് പൂർണ്ണമായും അറുതിയാകും

നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന്റെ ഈ ദശ പതിനായിരം കോടി വർഷങ്ങൾ കൂടി തുടരുമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. അതിനുശേഷം 1013–1014 വർഷത്തിനുള്ളിൽ ചെറുതും ഏറ്റവും കൂടുതൽ കാലം ജീവിക്കുന്നതുമായ ചുവപ്പുകുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂടി കത്തിത്തീരുന്നതോടെ നക്ഷത്രയുഗത്തിന് അവസാനമാകും. ഇതിനുശേഷം തവിട്ടുകുള്ളൻമാർ, വെള്ളക്കുള്ളൻമാർ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ, തമോദ്വാരങ്ങൾ എന്നിവയാണ് താരാപഥത്തിൽ അവശേഷിക്കുക. ഒടുവിൽ gravitational relaxation മൂലം നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം കേന്ദ്രത്തിലെ തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് വീഴുകയോ ഘട്ടങ്ങളുടെ ഫലമായി താരാപഥത്തിൽ നിന്ന് ചുഴറ്റിയെറിയപ്പെടുകയോ ചെയ്യും

 താരാപഥവ്യൂഹങ്ങൾ 
മിക്ക താരാപഥങ്ങളും മറ്റു ഗാലക്സികളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടാണ് കാണപ്പെടുന്നതെന്ന് നിരീക്ഷണങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. കഴിഞ്ഞ നൂറുകോടി വർഷങ്ങളായി തുല്യവലിപ്പമുള്ള താരാപഥങ്ങളുമായി യാതൊരു പരസ്പരപ്രവർത്തനവും നടത്തിയിട്ടില്ലാത്ത ഒറ്റപ്പെട്ട താരാപഥങ്ങൾ വിരളമാണ്. അഞ്ച് ശതമാനത്തോളം താരാപഥങ്ങൾ മാത്രമേ പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഒറ്റപ്പെട്ടതായി കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ളൂ. ഇവതന്നെ പണ്ട് മറ്റു താരാപഥങ്ങളുമായി പരസ്പരപ്രവർത്തനം നടത്തിയിരിക്കാമെന്നും ഇവയെ വാമനതാരാപഥങ്ങൾ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ടാകാമെന്നും കരുതപ്പെടുന്നുഒറ്റപ്പെട്ട താരാപഥങ്ങളെ സൂചിപ്പിക്കാൻ ഫീൽഡ് ഗാലക്സി എന്ന പദം ചിലപ്പോൾ ഉപയോഗിക്കാറുണ്ട്. എങ്കിലും ഒരു ക്ലസ്റ്ററിന്റെ ഭാഗമായതും ഗ്രൂപ്പുകളുടെയൊന്നും ഭാഗമല്ലാത്തതുമായ താരാപഥങ്ങളെയും ഈ പദം കൊണ്ട് വിവക്ഷിക്കാം.. ഒറ്റപ്പെട്ട താരാപഥങ്ങളിലെ വാതകം മറ്റ് താരാപഥങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ഭാഗമായി വിഘടിച്ചുപോകുന്നില്ല എന്നതിനാൽ ഇവയിൽ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണനിരക്ക് ഉയർന്നതാകാനും സാധ്യതയുണ്ട്.

ഹബിൾ നിയമമനുസരിച്ച് പ്രപഞ്ചം വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. താരാപഥങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരവും ഇതുമൂലം വർദ്ധിക്കുന്നു. പരസ്പരമുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണം വഴി വ്യൂഹങ്ങളിലെ താരാപഥങ്ങൾക്ക് തമ്മിലുള്ള ദൂരം കൂടുന്നത് തടയാനാകും. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യകാലത്ത് തമോദ്രവ്യസഞ്ചയങ്ങൾ പരസ്പരം ആകർഷിച്ചതുമൂലമാണ് താരാപഥഗ്രൂപ്പുകൾ രൂപം കൊണ്ടത്. ഗ്രൂപ്പുകൾ കൂടിച്ചേർന്ന് ക്ലസ്റ്ററുകളാവുകയും ചെയ്തു. ഈ കൂടിച്ചേരലിന്റെയും പുറത്തുനിന്നുള്ള വാതകം അകത്തെത്തുന്നതിന്റെയും ഫലമായി താരാപഥങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള വാതകത്തിന്റെ ഊഷ്മാവ് വളരെയധികം (മൂന്നു മുതൽ പത്തു കോടി കെൽവിൻ വരെ) വർദ്ധിക്കുന്നു. ക്ലസ്റ്ററുകളിലെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 70-80 ശതമാനം വരെ തമോദ്രവ്യവും 10-30 ശതമാനം ഈ ചൂടേറിയ വാതകവും ബാക്കിയുള്ള അൽപം മാത്രം താരാപഥങ്ങളുമാണ്

പ്രപഞ്ചത്തിലെ മിക്ക താരാപഥങ്ങളും ചുറ്റുമുള്ളവയുമായി ഗുരുത്വബന്ധിതമാണ്. ഇവ ചേർന്ന് വ്യൂഹങ്ങളുടെ ഒരു ശ്രേണി നിർമ്മിക്കുന്നു. ഫ്രാക്റ്റലിന് സമാനമാണ് ഈ ശ്രേണി. ഏറ്റവും ചെറിയ വ്യൂഹങ്ങളെ  ഗ്രൂപ്പുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഏറ്റവും സാധാരണമായ താരാപഥവ്യൂഹമാണ് ഗ്രൂപ്പ്. പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഭൂരിഭാഗം താരാപഥങ്ങളും ബാരിയോണിക് പിണ്ഡവും ഗ്രൂപ്പുകളിലാണ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. ഗ്രൂപ്പുമായി ഗുരുത്വബന്ധിതമായിരിക്കണമെങ്കിൽ താരാപഥത്തിന്റെ ഗതികോർജ്ജം കുറവായിരിക്കണം. എന്നാൽ ഗതികോർജ്ജം വല്ലാതെ കുറയുകയാണെങ്കിൽ അംഗങ്ങളായ താരാപഥങ്ങൾ ഘട്ടനം നടത്തുകയും കൂടിച്ചേരുകയും ചെയ്യാൻ സാധ്യതയുണ്ട്

ആയിരക്കണക്കിന് താരാപഥങ്ങളുള്ളതും മെഗാപാർസെകുകൾ വ്യാസമുള്ളതുമായ വലിയ താരാപഥവ്യൂഹങ്ങളാണ്  ക്ലസ്റ്ററുകൾ. ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ സാധാരണയായി ഒരു ഭീമൻ ദീർഘവൃത്താകാരതാരാപഥമുള്ളതായി കാണപ്പെടുന്നു. ഇതിനെ brightest cluster galaxy എന്ന് വിളിക്കുന്നു. കാലം ചെല്ലുംതോറും ഇത് ടൈഡൽ പ്രവർത്തനങ്ങളിലൂടെ ഉപഗാലക്സികളെ നശിപ്പിക്കുകയും അവയുടെ പിണ്ഡം സ്വന്തം ഭാഗമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു

ഒറ്റപ്പെട്ടതും ഗ്രൂപ്പുകളുടെയും ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും ഭാഗമായതുമായ പതിനായിരക്കണക്കിന് താരാപഥങ്ങളുടെ വ്യൂഹങ്ങളാണ് സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകൾ. ഇതിലും വലിയ വ്യൂഹങ്ങളെ ഷീറ്റുകൾ എന്നും ഫിലമെന്റുകൾ എന്നും വിളിക്കുന്നു. വിശാലമായ താരാപഥങ്ങൾതീരെക്കുറഞ്ഞ ഭാഗങ്ങളായ ശൂന്യതകൾക്ക് (voids) ചുറ്റുമാണ് ഇവ ഉണ്ടാവുക. ഇതിലും ഉയർന്ന ദൂരങ്ങളിൽ പ്രപഞ്ചം ഏകജാതീയവും എല്ലാ ദിശകളിലും ഒരേ സ്വഭാവമുള്ളതുമായാണ് കാണപ്പെടുന്നത്

ലോക്കൽ ഗ്രൂപ്പ് എന്ന താരാപഥവ്യൂഹത്തിന്റെ ഭാഗമാണ് ക്ഷീരപഥം. ഒരു മെഗാപാർസെകോളം വ്യാസമുള്ളതും കുറച്ചു മാത്രം താരാപഥങ്ങളുള്ളതുമായ ഒരു ഗ്രൂപ്പാണിത്. ക്ഷീരപഥവും ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയുമാണ് ഇതിലെ പ്രകാശമേറിയ താരാപഥങ്ങൾ. ഗ്രൂപ്പിലെ മറ്റ് താരാപഥങ്ങളിലധികവും ഇവയുടെ ഉപഗാലക്സികളായ വാമനതാരാപഥങ്ങളാണ്. വർഗോ ക്ലസ്റ്റർ കേന്ദ്രമായുള്ള സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററായ വർഗോ ക്ലസ്റ്ററിലെ അംഗമാണ് ലോക്കൽ ഗ്രൂപ്

 വിവിധ തരംഗദൈർഘ്യങ്ങളുപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണം 
200px|thumb|21 സെന്റിമീറ്റർ രേഖയുൾപ്പെടെയുള്ള റേഡിയോതരംഗങ്ങളുപയോഗിച്ച് താരാപഥങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുന്ന പുനെയിലെ GMRT യുടെ ഒരു ഡിഷ്
ക്ഷീരപഥത്തിന് പുറത്ത് താരാപഥങ്ങളെ കണ്ടെത്തിയശേഷം നിരീക്ഷണങ്ങളധികവും ദൃശ്യപ്രകാശമുപയോഗിച്ചായിരുന്നു നടത്തിയിരുന്നത്. മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും വികിരണത്തിലധികവും ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലാണ്. താരാപഥങ്ങളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നിരീക്ഷണം ദൃശ്യപ്രകാശമുപയോഗിച്ചുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രനിരീക്ഷണങ്ങളുടെ പ്രധാന ഭാഗമായിരുന്നു. അയണീകരിക്കപ്പെട്ട H II മേഖലകളും പൊടി നിറഞ്ഞ സർപ്പിളഭുജങ്ങളും നിരീക്ഷിക്കാൻ ദൃശ്യപ്രകാശം ഉത്തമമായിരുന്നു

നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിലെ പൊടി പ്രകാശത്തിന് അതാര്യമാണ്. തരംഗദൈർഘ്യമേറിയ ഇൻഫ്രാറെഡ് രശ്മികൾക്ക് ഇവ കൂടുതൽ സുതാര്യമാണെന്നതിനാൽ ഭീമൻ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളെയും താരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളെയും ആഴത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കാൻ ഇൻഫ്രാറെഡ് ജ്യോതിശാസ്ത്രനിരീക്ഷണങ്ങൾ സഹായിക്കുന്നു. വിദൂരതയിലുള്ളതും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യഘട്ടങ്ങളിൽ രൂപമെടുത്തതും ഉയർന്ന ചുവപ്പുനീക്കം കാണിക്കുന്നതുമായ താരാപഥങ്ങളെക്കുറിച്ച് പഠിക്കാനും ഇൻഫ്രാറെഡ് സഹായിക്കുന്നു. നീരാവി, കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ് എന്നിവ ഇൻഫ്രാറെഡ് കിരണങ്ങളുടെ ഒരു ഭാഗം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതിനാൽ വളരെ ഉയരത്തിൽ പറക്കുന്ന ബലൂണുകൾ, ശൂന്യാകാശം എന്നിവിടങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഇൻഫ്രാറെഡ് നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തുന്നത്.

ഗാലക്സികളെക്കുറിച്ചുള്ള ദൃശ്യപ്രകാശമുപയോഗിച്ചല്ലാത്ത ആദ്യ പഠനങ്ങൾ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുപയോഗിച്ചാണ് നടത്തിയത്. സജീവകേന്ദ്രങ്ങളുള്ള താരാപഥങ്ങൾ പ്രധാനമായും ഇങ്ങനെയാണ് നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടത്. 5 MHz - 30 MHz ആവൃത്തിയുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾക്ക് അന്തരീക്ഷം സുതാര്യമാണ്. സജീവകേന്ദ്രങ്ങളിൽ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന കണികാപ്രവാഹങ്ങളെക്കുറിച്ച് പഠിക്കാൻ വലിയ റേഡിയോ ഇന്റർഫെറോമീറ്ററുകൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു. അയണീകൃതമല്ലാത്ത ഹൈഡ്രജനിൽ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന 21 സെന്റിമീറ്റർ റേഡിയോ രേഖയുപയോഗിച്ച് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യകാലങ്ങളിൽ താരാപഥങ്ങളായി മാറിയ അയണീകൃതമല്ലാതിരുന്ന ദ്രവ്യത്തെയും നിരീക്ഷിക്കുന്നു.

ഊർജ്ജമേറിയ താരാപഥപ്രതിഭാസങ്ങളെ അതിനീലരശ്മികളുപയോഗിച്ചും എക്സ് രശ്മികളുപയോഗിച്ചും നടത്തുന്ന നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ കണ്ടെത്താം. വിദൂരസ്ഥമായ ഒരു താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രത്തെ തമോദ്വാരം കീറിമുറിക്കുന്നത് അതിനീലനിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെയാണ് കാണാനായത്. താരാപഥക്ലസ്റ്ററുകളിലെ ചൂടേറിയ വാതകങ്ങളുടെ രൂപരേഖ എക്സ് രശ്മികളുപയോഗിച്ച് നിർമ്മിക്കാം. എക്സ് റേ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലൂടെയാണ് താരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളിലെ തമോദ്വാരങ്ങളെക്കുറിച്ച് സ്ഥിതീകരണമായത്

 കുറിപ്പുകൾ 

 അവലംബം 

 പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികൾ 

 Galaxies, SEDS Messier pages
 An Atlas of The Universe
 Galaxies — Information and amateur observations 
 The Oldest Galaxy Yet Found 
 The Oldest Star found in the Galaxy
 Galaxies — discussed on BBC Radio 4's "In Our Time" programme
 Galaxy classification project, harnessing the power of the internet and the human brain

വർഗ്ഗം:താരാപഥങ്ങൾ