smcproject/ml-wiki-sentences huggingface dataset:
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.
ബാർഡ് സർപ്പിളഗാലക്സിയായ NGC 1300
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 2×10 11 നക്ഷത്രങ്ങൾ നമ്മുടെ താരാപഥത്തിലുണ്ട് .
പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ ഉദ്ദേശം 6×10 11 ഇരട്ടിയുമാണ് .
മറ്റ് രൂപങ്ങൾ റിങ്ങ് ഗാലക്സിക്ക് ഉദാഹരണമായ ഹോഗ്സ് ഒബ്ജക്റ്റ്
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 സൂചിപ്പിക്കാൻ SB0 ആണ് ഹബിൾ രീതിയിൽ ഉപയോഗിക്കുക.
ലെന്റികുലർ ഗാലക്സിയായ NGC 5866 .
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 അത്തക്കാക്ക രാശിയിലെ പരസ്പരം പിണ്ഡം കൈമാറുന്ന ആന്റിന ഗാലക്സികൾ ഒടുവിൽ കൂടിച്ചേർന്ന് ഒരു താരാപഥമായി മാറും
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 സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് ഗാലക്സിക്ക് ഉദാഹരണമായ M82 .
ഇതിലെ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണനിരക്ക് സാധാരണ താരാപഥങ്ങളുടെ പത്തിരട്ടിയോളമാണ്
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 M87 റേഡിയോഗാലക്സിയുടെ സജീവകേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നും പുറത്തുവരുന്ന കണികകളുടെ പ്രവാഹം
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.
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 താഴെ ഇടതുഭാഗത്തുള്ള I Zwicky 18 പുതുതായി രൂപം കൊണ്ട താരാപഥമാണ് .
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 10 13 –10 14 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 സാന്ദ്രമായ താരാപഥഗ്രൂപ്പിന് ഉദാഹരണമാണ് സീഫർട്ട് സെക്സ്റ്ററ്റ്
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 കരുതപ്പെടുന്നു .
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 ഗ്യാലക്സി ക്ലസ്റ്റർ SDSS J1152+3313.
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 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 ↑ ഹബിൾ വർഗീകരണരീതിയുടെ ഇടതുഭാഗത്തുള്ള താരാപഥങ്ങളെ "early-type" എന്നും വലതുഭാഗത്തുള്ളവയെ "late-type" എന്നും ചിലപ്പോൾ വിളിക്കാറുണ്ട്.
↑ ഒറ്റപ്പെട്ട താരാപഥങ്ങളെ സൂചിപ്പിക്കാൻ ഫീൽഡ് ഗാലക്സി എന്ന പദം ചിലപ്പോൾ ഉപയോഗിക്കാറുണ്ട്.
എങ്കിലും ഒരു ക്ലസ്റ്ററിന്റെ ഭാഗമായതും ഗ്രൂപ്പുകളുടെയൊന്നും ഭാഗമല്ലാത്തതുമായ താരാപഥങ്ങളെയും ഈ പദം കൊണ്ട് വിവക്ഷിക്കാം.
അവലംബം പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികൾ Galaxies എന്ന വിഷയവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചിത്രങ്ങൾ വിക്കിമീഡിയ കോമൺസിലുണ്ട്.
Galaxies, SEDS Messier pages Archived 2011-08-12 at the Wayback Machine An Atlas of The Universe Galaxies — Information and amateur observations The Oldest Galaxy Yet Found Archived 2006-04-11 at the Wayback Machine 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
തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റ് ഇംഗ്ലീഷ് വിലാസം https://ml.wikipedia.org/wiki/Theodore_Roosevelt
അമേരിക്കൻ ഐക്യനാടുകളുടെ ഇരുപത്തിയാറാമത്തെ പ്രസിഡന്റായിരുന്നു തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റ് (ഒക്ടോബർ 27, 1858 – ജനുവരി 6, 1919).
എഴുത്തുകാരൻ, വേട്ടക്കാരൻ, പര്യവേക്ഷകൻ എന്നീ നിലകളിലും പ്രശസ്തനായ ഒരു ബഹുമുഖപ്രതിഭയായിരുന്നു ടെഡി റൂസ്‌വെൽറ്റ്.
റിപ്പബ്ലിക്കൻ പാർട്ടിയുടെ നേതാവായിരുന്ന ഇദ്ദേഹം 1901-ൽ തന്റെ 42-ആം വയസ്സിൽ പ്രസിഡന്റായി.
അമേരിക്കയുടെ ചരിത്രത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രായം കുറഞ്ഞ പ്രസിഡന്റ് എന്ന ബഹുമതി ഇന്നും തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റിനു തന്നെ.
റഷ്യ-ജപ്പാൻ യുദ്ധം അവസാനിപ്പിക്കുവാൻ നടത്തിയ ശ്രമങ്ങളെ പരിഗണിച്ച് സമാധാനത്തിനുള്ള നോബൽ സമ്മാനം നൽകപ്പെട്ടു.
ആദ്യമായി നോബൽ സമ്മാനം നേടിയ അമേരിക്കക്കാരൻ ഇദ്ദേഹമാണ്.
1858 ഒക്റ്റോബർ 27-ന് ന്യൂയോർക്ക് നഗരത്തിൽ തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റ് സീനിയർ-മാർത്താ "മിറ്റി" ബുള്ളക്ക് ദമ്പതികളുടെ നാലു മക്കളിൽ രണ്ടാമനായി ജനിച്ചു.
തിയോഡോറിന് ഒരു ചേച്ചിയും (അന്നാ "ബാമി" റൂസ്‌വെൽറ്റ്) ഒരു അനുജനും (എലിയറ്റ് ബുള്ളക്ക് റൂസ്‌വെൽറ്റ്) ഒരു അനുജത്തിയും(കോറിൻ റൂസ്‌വെൽറ്റ്) ഉണ്ടായിരുന്നു.
ആസ്ത്മ തുടങ്ങിയ രോഗപീഡകളാൽ ക്ലേശകരമായ ഒരു ബാല്യമായിരുന്നു.
മിക്കപ്പോഴും കട്ടിലിൽ തല ഉയർത്തി വച്ചും കസേരയിൽ ഇരുന്നും ഉറങ്ങേണ്ടി വന്നു.
ഈ കഷ്ടതകളിലും കുസൃതിയും സ്ഥിരോൽസാഹിയുമായിരുന്നു.
ഏഴാം വയസ്സിൽ ഒരു ചന്തയിൽ വച്ചു കണ്ട കടൽസിംഹത്തിന്റെ ശവം അദ്ദേഹത്തെ ജീവിതകാലം മുഴുവൻ ജന്തുശാസ്ത്രത്തിൽ തൽപ്പരനാക്കി.
അതിന്റെ തലയുമായി "റൂസ്‌വെൽറ്റ് മ്യൂസിയം ഓഫ് നാച്ചുറൽ ഹിസ്റ്ററി" ആരംഭിച്ചു.
ഒമ്പതാം വയസ്സിൽ ഷഡ്പദങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ച് വിവരങ്ങൾ ക്രോഡീകരിച്ച് "ദി നാച്ചുറൽ ഹിസ്റ്ററി ഓഫ് ഇൻസെക്റ്റ്സ്" എന്ന തലക്കെട്ടിൽ ഒരു പേപ്പർ എഴുതി.
പിതാവിന്റെ പിന്തുണയോടെ തന്റെ ശാരീരികക്ഷമത മെച്ചപ്പെടുത്താൻ വ്യായാമമുറകളും ബോക്സിംഗും പരിശീലിച്ചു.
തന്റെ കുടുംബവുമൊത്ത് നടത്തിയ യൂറോപ്പ് യാത്രയും (1869,1870) ഈജിപ്റ്റ് യാത്രയും (1872 - 1873) അദ്ദേഹത്തെ വളരെയധികം സ്വാധീനിച്ചു.
ബാഹ്യ ലിങ്കുകൾ തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റ് വിക്കിപീഡിയയുടെ സഹോദര സംരംഭങ്ങളിൽ നിർവചനങ്ങൾ വിക്കിനിഘണ്ടുവിൽനിന്ന് മീഡിയ വിക്കിമീഡിയ കോമൺസിൽനിന്ന് ഉദ്ധരണികൾ വിക്കിക്വോട്ട്സിൽനിന്ന് ഗ്രന്ഥങ്ങൾ വിക്കിസോഴ്സിൽനിന്ന് White House biography Archived 2017-12-14 at the Wayback Machine Boone and Crockett Club Theodore Roosevelt Association Theodore Roosevelt Center at Dickinson State University Theodore Roosevelt Collection , at the Houghton Library , Harvard University Julian L. Street Papers on Theodore Roosevelt , at the Seeley G. Mudd Manuscript Library , Princeton University Doris A. and Lawrence H. Budner Collection on Theodore Roosevelt at the DeGolyer Library, Southern Methodist University Theodore Roosevelt's journalism at The Archive of American Journalism Theodore Roosevelt American Museum of Natural History തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റ് എന്ന വ്യക്തിയുടെ രചനകൾ പ്രോജക്ട് ഗുട്ടൻബർഗിൽനിന്ന് Works by or about തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റ് at Internet Archive തിയോഡോർ റൂസ്‌വെൽറ്റ് public domain audiobooks from LibriVox Roosevelt Papers , at the Library of Congress Guide to the Herbert R. Strauss Collection of Theodore Roosevelt Papers 1884–1919 at the University of Chicago Special Collections Research Center
തിരുനക്കര മഹാദേവക്ഷേത്രം
കേരളത്തിൽ കോട്ടയം ജില്ലയിലെ കോട്ടയം നഗരഹൃദയമായ തിരുനക്കരയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിപുരാതന ശിവക്ഷേത്രമാണ് തിരുനക്കര ശ്രീമഹാദേവക്ഷേത്രം ( 9°35′25.64″N 76°31′7.17″E ﻿ / ﻿ 9.5904556°N 76.5186583°E ﻿ / 9.5904556; 76.5186583 ).
108 ശിവക്ഷേത്രങ്ങളിൽ പറയുന്ന ഈ മഹാദേവക്ഷേത്രത്തിലെ പ്രതിഷ്ഠ സ്വയംഭൂവാണങ്കിലും പ്രതിഷ്ഠ നടത്തിയത് പരശുരാമനാണെന്ന് എന്നു വിശ്വസിയ്ക്കപ്പെടുന്നു .