მეცნიერებმა დიდი ხანია იცოდნენ, რომ ირმის ნახტომი ერთადერთი არ არის სამყაროში. ჩვენი გალაქტიკის გარდა, რომელიც არის ადგილობრივი ჯგუფის ნაწილი - 54 გალაქტიკისა და ჯუჯა გალაქტიკის კოლექცია - ჩვენ ასევე ვართ უფრო დიდი ერთეულის ნაწილი, რომელიც ასევე ცნობილია როგორც გალაქტიკების ქალწული გროვა. ასე რომ, შეგვიძლია ვთქვათ, რომ ირმის ნახტომს ბევრი მეზობელი ჰყავს.
მათგან უმეტესობას სჯერა, რომ ანდრომედას გალაქტიკა ჩვენი უახლოესი გალაქტიკური თანაცხოვრებაა. მაგრამ სინამდვილეში, ანდრომედა ყველაზე ახლოსაა სპირალიგალაქტიკა, მაგრამ არა უახლოესი გალაქტიკა. ეს განსხვავება მიეკუთვნება ფორმირებას, რომელიც რეალურად არის თავად ირმის ნახტომში, ჯუჯა გალაქტიკა, რომელიც ცნობილია სახელწოდებით Big Dog Dwarf Galaxy (ანუ დიდი ძაღლი).
ეს ვარსკვლავური წარმონაქმნი მდებარეობს გალაქტიკური ცენტრიდან დაახლოებით 42000 სინათლის წლის მანძილზე და ჩვენგან მხოლოდ 25000 სინათლის წლის მანძილზე. Მზის სისტემა... ეს აყენებს მას ჩვენთან უფრო ახლოს, ვიდრე ჩვენი გალაქტიკის ცენტრი, რომლის გზაც მზის სისტემიდან 30 000 სინათლის წელიწადია.
მის აღმოჩენამდე, ასტრონომები თვლიან, რომ მშვილდოსანი ჯუჯა გალაქტიკა იყო ყველაზე ახლოს ჩვენს გალაქტიკაში. დედამიწიდან 70,000 სინათლის წლის მანძილზე, 1994 წელს დადგინდა, რომ ეს გალაქტიკა ჩვენთან უფრო ახლოს იქნებოდა, ვიდრე მაგელანის დიდი ღრუბელი, 180,000 სინათლის წლის მანძილზე დაშორებული ჯუჯა გალაქტიკა, რომელიც ადრე ჩვენი უახლოესი მეზობლის ტიტულს ატარებდა.
ეს ყველაფერი შეიცვალა 2003 წელს, როდესაც დიდი ძაღლის ჯუჯა გალაქტიკა აღმოაჩინეს ორი მიკრონიანი პანორამული ხედით (2MASS) ასტრონომიული მისიის დროს, რომელიც ჩატარდა 1997-2001 წლებში.
MT-ზე განთავსებული ტელესკოპების დახმარებით. ჰოპკინსის ობსერვატორია არიზონაში (ჩრდილოეთ ნახევარსფეროსთვის) და ინტერამერიკული ობსერვატორია ჩილეში სამხრეთ ნახევარსფეროში, ასტრონომებმა შეძლეს ცის ყოვლისმომცველი გამოკვლევის ჩატარება ინფრაწითელ შუქზე, რომელიც არ არის დაბლოკილი გაზით და მტვრით ისე სასტიკად, როგორც ჩანს. მსუბუქი.
ამ ტექნიკის წყალობით, ასტრონომებმა შეძლეს M კლასის გიგანტური ვარსკვლავების ძალიან მნიშვნელოვანი სიმკვრივის აღმოჩენა ცაზე, რომელიც დაკავებული იყო ტყვიის მთავარი თანავარსკვლავედებით, ისევე როგორც რამდენიმე სხვა თანმხლები სტრუქტურა ამ ტიპის ვარსკვლავის შემადგენლობაში, რომელთაგან ორი. აქვს ფართო, მკრთალი რკალების გარეგნობა (როგორც ჩანს ზემოთ სურათზე).
M-კლასის ვარსკვლავების გავრცელებამ გააადვილა ფორმირება. ეს მაგარი, „წითელი ჯუჯები“ არც თუ ისე კაშკაშაა ვარსკვლავების სხვა კლასებთან შედარებით და შეუიარაღებელი თვალითაც კი არ ჩანს. თუმცა, ისინი ძალიან ანათებენ ინფრაწითელში და შიგნით დიდი რიცხვიგამოჩნდა.
გარდა მისი შემადგენლობისა, გალაქტიკას აქვს თითქმის ელიფსური ფორმა და ითვლება, რომ შეიცავს იმდენივე ვარსკვლავს, რამდენიც მშვილდოსნის ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკები, წინა პრეტენდენტი ჩვენს მდებარეობასთან ირმის ნახტომში უახლოესი გალაქტიკისთვის.
თავად ჯუჯა გალაქტიკის გარდა, მის უკან ჩამორჩენილი ვარსკვლავების გრძელი ზოლი ჩანს. ეს რთული, რგოლის სტრუქტურა - ზოგჯერ მონოცეროსის რგოლსაც უწოდებენ - გალაქტიკის ირგვლივ სამჯერ ბრუნავს. ნაკადი პირველად აღმოაჩინეს 21-ე საუკუნის დასაწყისში ასტრონომებმა, რომლებიც აწარმოებდნენ Sloan ციფრული ცის კვლევას.
სწორედ ამ ვარსკვლავების რგოლისა და მშვილდოსნის ჯუჯა ელიფსურ გალაქტიკებთან მჭიდროდ განლაგებული ჯგუფების გამოკვლევის დროს აღმოაჩინეს Canis Major ჯუჯა გალაქტიკა.
ამჟამინდელი თეორია არის ის, რომ ეს გალაქტიკა შერწყმულია (ან გადაყლაპა) ირმის ნახტომის გალაქტიკაში. სხვა გლობულური გროვები, რომლებიც ირმის ნახტომის ცენტრის გარშემო ბრუნავს, როგორც თანამგზავრი - ანუ NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 და NGC 2808, როგორც ვარაუდობენ, იყო დიდი ძაღლის ჯუჯა გალაქტიკის ნაწილი მის აკრეციამდე.
ამ გალაქტიკის აღმოჩენა და მასთან დაკავშირებული ვარსკვლავების შემდგომი ანალიზი ადასტურებს ამჟამინდელ თეორიას, რომ გალაქტიკები შეიძლება გაიზარდონ ზომაში მათი პატარა მეზობლების გადაყლაპვით. ირმის ნახტომი ისეთივე გახდა, როგორიც ახლაა, დიდი ძაღლივით ჭამდა სხვა გალაქტიკებს და ასე გრძელდება დღესაც. და ვინაიდან ძაღლის ჯუჯა გალაქტიკების ვარსკვლავები ტექნიკურად უკვე ირმის ნახტომის ნაწილია, ის, განსაზღვრებით, ჩვენთან ყველაზე ახლო გალაქტიკაა.
ასტრონომები ასევე თვლიან, რომ გიგანტური ძაღლის ჯუჯა გალაქტიკები ამ პროცესში აშორებენ უფრო მასიური ირმის ნახტომის გალაქტიკის გრავიტაციულ ველს. გალაქტიკის ძირითადი სხეული უკვე უკიდურესად დეგრადირებულია და ეს პროცესი გაგრძელდება ჩვენი გალაქტიკის გარშემო და მთელს მსოფლიოში. აკრეციის დროს, სავარაუდოდ, დასრულდება დიდი ძაღლიჯუჯა გალაქტიკა, რომელიც ინახავს 1 მილიარდ ვარსკვლავს 200-დან 400 მილიარდამდე, რომლებიც უკვე ირმის ნახტომის ნაწილია.
2003 წელს მის აღმოჩენამდე, ეს იყო მშვილდოსანი ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკა, რომელიც მსახურობდა ჩვენს გალაქტიკასთან ყველაზე ახლოს. 75000 სინათლის წლის მანძილზე. ეს ჯუჯა გალაქტიკა, რომელიც შედგება ოთხი გლობულური გროვისგან, რომელთა დიამეტრი დაახლოებით 10000 სინათლის წელია, აღმოაჩინეს 1994 წელს. მანამდე მაგელანის დიდი ღრუბელი ჩვენს უახლოეს მეზობლად ითვლებოდა.
ანდრომედას გალაქტიკა (M31) ჩვენთან ყველაზე ახლოს სპირალური გალაქტიკაა. მიუხედავად იმისა, რომ გრავიტაციულად ის დაკავშირებულია ირმის ნახტომთან, ის მაინც არ არის უახლოესი გალაქტიკა - 2 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე. ანდრომედა ამჟამად ჩვენს გალაქტიკას დაახლოებით 110 კილომეტრი წამში სიჩქარით უახლოვდება. დაახლოებით 4 მილიარდ წელიწადში ანდრომედას გალაქტიკა გაერთიანდება ერთი სუპერ გალაქტიკის შესაქმნელად.
> ჩვენთან უახლოესი გალაქტიკა
რომელი გალაქტიკაა ყველაზე ახლოს ირმის ნახტომთან:სპირალური ანდრომედა, ჯუჯა გალაქტიკა Დიდი ძაღლი, მანძილი, გალაქტიკების რუკა, გამოკვლევა ფოტოთი.
უნდა გვესმოდეს, რომ ჩვენი გალაქტიკა არ არის უნიკალური მისი ფორმირების თვალსაზრისით. ანუ კიდევ ბევრია მსგავსი, კონკრეტულ ჯგუფებში გაერთიანებული. ირმის ნახტომში არის ადგილობრივი ჯგუფი (54 გალაქტიკა), რომელიც არის ნაწილი. ასე რომ, ჩვენ მარტო არ ვართ.
ბევრს სჯერა, რომ ანდრომედას გალაქტიკა ყველაზე ახლოს მდებარეობს, რადგან მათთან არიან რძიანი გზაგაიაროს შეჯახებისა და შერწყმის პროცესი. მაგრამ თუ უფრო მეცნიერულად ვისაუბრებთ, მაშინ ეს არის სპირალური ტიპის უახლოესი წარმომადგენელი. ფაქტია, რომ ჯუჯა არც თუ ისე დიდი ხნის წინ აღმოაჩინეს, ამიტომ დროა გადახედოთ თქვენს ცოდნას.
რომელი გალაქტიკაა ყველაზე ახლოს
ახლა Canis Major ჯუჯა გალაქტიკა არის ირმის ნახტომის უახლოესი გალაქტიკა. ცენტრიდან დაშორებულია 42000 სინათლის წლით და სისტემიდან 25000 სინათლის წლით.
უახლოესი გალაქტიკის მახასიათებლები
ითვლება, რომ ის შეიცავს მილიარდ ვარსკვლავს, რომელთაგან ბევრი შევიდა წითელ გიგანტის ფაზაში. ჩამოყალიბებულია ელიფსის სახით. გარდა ამისა, მის უკან მთელი ვარსკვლავური ძაფი ანათებს. ეს არის რთული რგოლის მსგავსი სტრუქტურა - Unicorn Ring შემოხვეული სამჯერ.
ბეჭდის გამოკვლევის დროს ეს ჯუჯა გალაქტიკა აღმოაჩინეს Canis Major-ში. ვარაუდობენ, რომ ის "შეჭამეს". და მის ცენტრთან ახლოს მდებარე გლობულური გროვები (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 და NGC 2808) ოდესღაც გადაყლაპულ გალაქტიკას ეკუთვნოდა.
ჰაბლის ტელესკოპის მიერ გადაღებული გალაქტიკური შერწყმის მაგალითები
დედამიწასთან ყველაზე ახლოს გალაქტიკის აღმოჩენა
მანამდე ითვლებოდა, რომ სიახლოვის თვალსაზრისით პირველ ადგილზე იყო ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკა (დედამიწიდან 70 000 სინათლის წელიწადი). ეს უფრო ახლოსაა ვიდრე (180000 წელი).
Canis Major ჯუჯა გალაქტიკა პირველად 2003 წელს გამოჩნდა. ასტრონომებმა დაათვალიერეს ცის 70% All-Sky Survey-ით და აღმოაჩინეს ინფრაწითელი გამოსხივების დაახლოებით 5700 ციური წყარო. ინფრაწითელი ტექნოლოგიაწარმოუდგენლად მნიშვნელოვანია, რადგან წითელი შუქი არ არის დაბლოკილი გაზით და მტვრით. ამრიგად, შესაძლებელი გახდა M- ტიპის გიგანტების აღმოჩენა თანავარსკვლავედში Canis Major. ზოგიერთმა სტრუქტურამ წარმოადგინა სუსტი რკალი.
M- ტიპის ვარსკვლავების დიდი რაოდენობა იყო მიზეზი იმისა, რომ ფენის პოვნა შესაძლებელი გახდა. დაბალი ტემპერატურის მქონე წითელი ჯუჯები სიკაშკაშით ჩამორჩებიან, ამიტომ ტექნოლოგიის გამოყენების გარეშე მათი შემჩნევა შეუძლებელია. მაგრამ ისინი აშკარად ჩანს ინფრაწითელ დიაპაზონში.
ამ მონაცემებმა გააჩინა იდეა, რომ გალაქტიკები შეიძლება გაიზარდონ პატარა მეზობლების შთანთქმით. ამრიგად, გაჩნდა ჩვენი გალაქტიკა ირმის ნახტომი, რომელიც დღესაც აგრძელებს ამას. და მას შემდეგ ყოფილი ვარსკვლავებიჯუჯა გალაქტიკა Canis Major-ში ახლა ჩვენია, შეიძლება ითქვას, რომ ის ყველაზე ახლოს მდებარეობს.
ყოფილი პრიზიორი 1994 წელს იპოვეს (ჯუჯა მშვილდოსანში). უახლოეს სპირალურებს შორის არის (M31), რომელიც ჩვენსკენ ჩქარობს 110 კმ/წმ აჩქარებით. 4 მილიარდ სინათლის წელში შერწყმა მოხდება.
რა ელის უახლოეს გალაქტიკას?
ახლა თქვენ იცით, რომ ირმის ნახტომთან უახლოესი გალაქტიკა არის ჯუჯა გალაქტიკა Canis Major-ში. მაგრამ რა მოუვა მას? მეცნიერები თვლიან, რომ ის საბოლოოდ დაიშლება ირმის ნახტომის გრავიტაციით. შესამჩნევია, რომ მისი ძირითადი სხეული უკვე დამახინჯებულია და ეს არ ჩერდება. აკრეცია დასრულდება ობიექტების მთლიანად შერწყმით, ჩვენს გალაქტიკაში 1 მილიარდი ვარსკვლავის გადატანა 200-400 მილიარდამდე, რომელიც ადრე გავიდა. ასე რომ, უახლოეს გალაქტიკამდე მცირე მანძილი სასტიკი ხუმრობით თამაშობდა მასზე.
გალაქტიკები, „ექსტრაგალაქტიკური ნისლეულები“ ან „კუნძულის სამყაროები“ არის გიგანტური ვარსკვლავური სისტემები, რომლებიც ასევე შეიცავს ვარსკვლავთშორის გაზს და მტვერს. მზის სისტემა ჩვენი გალაქტიკის - ირმის ნახტომის ნაწილია. მთელი გარე სივრცე, იმდენად, რამდენადაც ყველაზე მძლავრ ტელესკოპებს შეუძლიათ შეღწევა, სავსეა გალაქტიკებით. ასტრონომები ითვლიან მინიმუმ მილიარდს. უახლოესი გალაქტიკა მდებარეობს დაახლოებით 1 მილიონი sv მანძილზე. წლები (10 19 კმ), ხოლო ტელესკოპების მიერ დაფიქსირებულ ყველაზე შორეულ გალაქტიკებამდე - მილიარდობით სინათლის წელი. გალაქტიკების შესწავლა ასტრონომიის ერთ-ერთი ყველაზე რთული ამოცანაა.
ისტორიის მინიშნება.ყველაზე ნათელი და უახლოესი გარე გალაქტიკები - მაგელანის ღრუბლები - შეუიარაღებელი თვალით ჩანს ცის სამხრეთ ნახევარსფეროში და ცნობილი იყო არაბებისთვის ჯერ კიდევ მე-11 საუკუნეში, ისევე როგორც ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში - დიდი. ნისლეული ანდრომედაში. გალაქტიკების, ნისლეულებისა და ვარსკვლავური გროვების მეცნიერული შესწავლა დაიწყო ამ ნისლეულის ხელახალი აღმოჩენით 1612 წელს გერმანელი ასტრონომის ს.მარიუსის (1570-1624) ტელესკოპის დახმარებით. მრავალი ნისლეული აღმოაჩინეს სხვადასხვა ასტრონომებმა მე-17 და მე-18 საუკუნეებში; მაშინ ისინი ითვლებოდნენ მბზინავი აირის ღრუბლებად.
გალაქტიკის გარეთ ვარსკვლავური სისტემების კონცეფცია პირველად განიხილეს მე-18 საუკუნის ფილოსოფოსებმა და ასტრონომებმა: E. Swedenborg (1688–1772) შვედეთში, T. Wright (1711–1786) ინგლისში, I. Kant (1724–1804) პრუსიაში და ლამბერტი (1728-1777) ელზასში და ვ. ჰერშელი (1738-1822) ინგლისში. თუმცა, მხოლოდ მე-20 საუკუნის პირველ მეოთხედში. „კუნძულის სამყაროების“ არსებობა ცალსახად დადასტურდა ძირითადად ამერიკელი ასტრონომების გ.კერტისის (1872-1942) და ე.ჰაბლის (1889-1953) ნაშრომების წყალობით. მათ დაამტკიცეს, რომ მანძილი ყველაზე კაშკაშა და, შესაბამისად, უახლოეს „თეთრ ნისლეულამდე“ ბევრად აღემატება ჩვენი გალაქტიკის ზომას. 1924 წლიდან 1936 წლამდე პერიოდში ჰაბლმა გალაქტიკების ძიების საზღვარი უახლოესი სისტემებიდან 2,5 მეტრიანი ტელესკოპის შესაძლებლობების ზღვრამდე მიიყვანა მთაზე ვილსონის ობსერვატორიაში, ე.ი. რამდენიმე ასეულ მილიონ სინათლის წლამდე.
1929 წელს ჰაბლმა აღმოაჩინა კავშირი გალაქტიკამდე მანძილსა და მისი მოძრაობის სიჩქარეს შორის. ეს დამოკიდებულება, ჰაბლის კანონი, გახდა თანამედროვე კოსმოლოგიის დაკვირვების საფუძველი. მეორე მსოფლიო ომის დასრულების შემდეგ გალაქტიკების აქტიური შესწავლა დაიწყო ახალი დიდი ტელესკოპების დახმარებით ელექტრონული სინათლის გამაძლიერებლებით, ავტომატური საზომი მანქანებითა და კომპიუტერებით. ჩვენი და სხვა გალაქტიკებიდან რადიოემისიის გამოვლენამ მისცა ახალი შესაძლებლობასამყაროს შესწავლა და გამოიწვია რადიოგალაქტიკების, კვაზარების და აქტივობის სხვა გამოვლინებების აღმოჩენა გალაქტიკების ბირთვებში. გეოფიზიკური რაკეტებისა და თანამგზავრების ექსტრაატმოსფერულმა დაკვირვებებმა შესაძლებელი გახადა აქტიური გალაქტიკებისა და გალაქტიკათა გროვების რენტგენის სხივების აღმოჩენა.
ბრინჯი. 1. გალაქტიკების კლასიფიკაცია ჰაბლის მიხედვით
„ნისლეულების“ პირველი კატალოგი 1782 წელს გამოაქვეყნა ფრანგმა ასტრონომმა შარლ მესიემ (1730-1817). ეს სია მოიცავს როგორც ვარსკვლავურ მტევნებს, ასევე გაზის ნისლეულებს ჩვენს გალაქტიკაში, ასევე ექსტრაგალაქტიკურ ობიექტებს. მესიეს ობიექტების ნომრები დღესაც გამოიყენება; მაგალითად, მესიე 31 (M 31) არის ცნობილი ანდრომედას ნისლეული, ანდრომედას თანავარსკვლავედში დაფიქსირებული უახლოესი დიდი გალაქტიკა.
1783 წელს ვ.ჰერშელის მიერ დაწყებულმა ცის სისტემატურმა კვლევამ მიიყვანა ჩრდილოეთ ცაზე რამდენიმე ათასი ნისლეულის აღმოჩენამდე. ეს ნაშრომი გააგრძელა მისმა ვაჟმა ჯ. ზოგადი კატალოგი 5 ათასი ნისლეული და ვარსკვლავური მტევანი. მე-19 საუკუნის მეორე ნახევარში. ამ ობიექტებს დაემატა ახლად აღმოჩენილი ობიექტები და J. Dreyer (1852-1926) 1888 წელს გამოაქვეყნა. ახალი ზოგადი კატალოგი (ახალი გენერალური კატალოგი - NGC), მათ შორის 7814 ობიექტი. გამოქვეყნებით 1895 და 1908 წლებში ორი დამატებითი ინდექს-კატალოგები(IC) აღმოჩენილი ნისლეულებისა და ვარსკვლავური გროვების რაოდენობამ გადააჭარბა 13 ათასს. აღნიშვნა NGC და IC კატალოგების მიხედვით მას შემდეგ გახდა საყოველთაოდ მიღებული. ამგვარად, ანდრომედას ნისლეული დანიშნულია M 31 ან NGC 224. 13 მაგნიტუდაზე კაშკაშა 1249 გალაქტიკის ცალკე სია, ცის ფოტოგრაფიული კვლევის საფუძველზე, შეადგინეს ჰ. შეპლიმ და ა. ეიმსმა ჰარვარდის ობსერვატორიიდან 1932 წელს. .
ეს ნაშრომი არსებითად გაფართოვდა პირველი (1964), მეორე (1976) და მესამე (1991) გამოცემებით. ნათელი გალაქტიკების აბსტრაქტული კატალოგი J. de Vaucouleurs თანამშრომლებთან ერთად. უფრო ვრცელი, მაგრამ ნაკლებად დეტალური კატალოგები, რომლებიც ეფუძნება ცის კვლევის ფოტოგრაფიულ ფირფიტებს, გამოქვეყნდა 1960-იან წლებში F. Zwicky (1898-1974) აშშ-ში და B.A. ვორონცოვ-ველიამინოვი (1904-1994) სსრკ-ში. ისინი შეიცავს დაახლ. 30 ათასი გალაქტიკა მე-15 სიდიდამდე. სამხრეთ ცის მსგავსი კვლევა ახლახან დასრულდა ევროპის სამხრეთ ობსერვატორიის 1 მეტრიანი შმიდტის კამერით ჩილეში და ბრიტანული 1.2 მეტრიანი შმიდტის კამერით ავსტრალიაში.
ძალიან ბევრი გალაქტიკაა 15 მაგნიტუდაზე მკრთალი, რომ ჩამოვთვალოთ. 1967 წელს გამოქვეყნდა მე-19 სიდიდზე კაშკაშა გალაქტიკების დათვლის შედეგები (დახრილობის ჩრდილოეთით 20), განხორციელებული C. Schein-ისა და K. Virtanen-ის მიერ, ლიკის ობსერვატორიის ასტროგრაფის 50 სმ-იანი ფირფიტების გამოყენებით. ასეთი გალაქტიკები აღმოჩნდა დაახლ. 2 მილიონი, არ ჩავთვლით მათ, ვინც ჩვენგან დამალულია ირმის ნახტომის ფართო მტვრიან ზოლში. და ჯერ კიდევ 1936 წელს ჰაბლმა მაუნტ ვილსონის ობსერვატორიაში დათვალა გალაქტიკების რაოდენობა 21-მდე სიდიდის რამდენიმე პატარა არეალში, რომლებიც თანაბრად ნაწილდება ციურ სფეროზე (30 დახრილობის ჩრდილოეთით). ამ მონაცემების მიხედვით, 20 მილიონზე მეტი გალაქტიკა უფრო კაშკაშაა ვიდრე 21-ე მაგნიტუდა მთელ ცაზე.
კლასიფიკაცია.არსებობს სხვადასხვა ფორმის, ზომისა და სიკაშკაშის გალაქტიკები; ზოგი იზოლირებულია, მაგრამ უმეტესობას ჰყავს მეზობლები ან თანამგზავრები, რომლებიც მიზიდულობენ მათკენ. როგორც წესი, გალაქტიკები მშვიდია, მაგრამ ხშირია აქტიურიც. 1925 წელს ჰაბლმა შემოგვთავაზა გალაქტიკების კლასიფიკაცია მათზე დაყრდნობით გარეგნობა... მოგვიანებით ის დაიხვეწა ჰაბლისა და შეპლის მიერ, შემდეგ სენდიჯის და ბოლოს Vaucouleur-ის მიერ. მასში არსებული ყველა გალაქტიკა იყოფა 4 ტიპად: ელიფსური, ლინტიკულური, სპირალური და არარეგულარული.
ელიფსური(ე) გალაქტიკები ფოტოებზე ელიფსურია, მკვეთრი საზღვრებისა და მკაფიო დეტალების გარეშე. მათი სიკაშკაშე იზრდება ცენტრისკენ. ეს არის ძველი ვარსკვლავებისგან შემდგარი მბრუნავი ელიფსოიდები; მათი ხილული ფორმადამოკიდებულია დამკვირვებლის მხედველობის ხაზზე ორიენტაციაზე. კიდიდან დანახვისას ელიფსის მოკლე და გრძელი ღერძების სიგრძის თანაფარდობა აღწევს 5/10 (აღნიშნულია E5).
ბრინჯი. 2. ელიფსური გალაქტიკა ESO 325-G004
ლენტიკულარული(ლან ს 0), გალაქტიკები მსგავსია ელიფსური, მაგრამ გარდა სფერული კომპონენტისა, მათ აქვთ თხელი, სწრაფად მბრუნავი ეკვატორული დისკი, ზოგჯერ რგოლის მსგავსი სტრუქტურებით, როგორიცაა სატურნის რგოლები. ლინზიანი გალაქტიკები უფრო შეკუმშულად გამოიყურება, ვიდრე ელიფსური: მათი ღერძების თანაფარდობა 2/10-ს აღწევს.
ბრინჯი. 2. Spindle Galaxy (NGC 5866), ლენტიკულური გალაქტიკა დრაკოს თანავარსკვლავედში.
სპირალი(ს) გალაქტიკები ასევე შედგება ორი კომპონენტისგან - სფერული და ბრტყელი, მაგრამ დისკზე მეტ-ნაკლებად განვითარებული სპირალური სტრუქტურით. ქვეტიპების თანმიმდევრობით სა, სბ, სც, სდ("ადრეული" სპირალებიდან "გვიანამდე") სპირალური მკლავები ხდება სქელი, რთული და ნაკლებად დახვეული, ხოლო სფეროიდი (ცენტრალური კონდენსაცია, ან შეშუპება) მცირდება. კიდეზე სპირალურ გალაქტიკებს არ აქვთ სპირალური მკლავები, მაგრამ გალაქტიკის ტიპი შეიძლება განისაზღვროს ამობურცვისა და დისკის შედარებითი სიკაშკაშის მიხედვით.
ბრინჯი. 2.სპირალური გალაქტიკის მაგალითი Pinwheel Galaxy (Messier 101 ობიექტი ან NGC 5457)
არასწორი(მე) გალაქტიკები ორი ძირითადი ტიპისაა: მაგელანის ტიპი, ე.ი. მაგელანის ღრუბლების ტიპის, რომელიც აგრძელებს სპირალების თანმიმდევრობას სმადრე მედა არამაგელანური ტიპის მე 0, ქაოტური მუქი მტვრის ზოლებით სფეროიდულ ან დისკის სტრუქტურაზე, როგორიცაა ლენტიკულური ან ადრეული სპირალი.
ბრინჯი. 2. NGC 1427A, არარეგულარული გალაქტიკის მაგალითი.
ტიპები ლდა სიყოფა ორ ოჯახად და ორ ტიპად, დამოკიდებულია ხაზოვანი სტრუქტურის არსებობაზე ან არარსებობაზე, რომელიც გადის ცენტრში და კვეთს დისკს ( ბარი), ასევე ცენტრალურად სიმეტრიული რგოლი.
ბრინჯი. 2.ირმის ნახტომის გალაქტიკის კომპიუტერული მოდელი.
ბრინჯი. 1. NGC 1300, ზოლიანი სპირალური გალაქტიკის მაგალითი.
ბრინჯი. 1. გალაქტიკების სამგანზომილებიანი კლასიფიკაცია... ძირითადი ტიპები: E, L, S, Iგანლაგებულია თანმიმდევრულად ეადრე მე; საერთო ოჯახები ადა გადაკვეთა ბ; სახის სდა რ... ქვემოთ მოყვანილი წრიული დიაგრამები წარმოადგენს ძირითადი კონფიგურაციის განივი კვეთას სპირალური და ლენტიკულური გალაქტიკების რეგიონში.
ბრინჯი. 2. ძირითადი ოჯახები და სპირალებიზონაში ძირითადი კონფიგურაციის მონაკვეთზე სბ.
არსებობს გალაქტიკების კლასიფიკაციის სხვა სქემები, რომლებიც დაფუძნებულია უფრო წვრილ მორფოლოგიურ დეტალებზე, მაგრამ ობიექტური კლასიფიკაცია, რომელიც ეფუძნება ფოტომეტრულ, კინემატიკურ და რადიო გაზომვებს, ჯერ არ არის შემუშავებული.
ნაერთი... ორი სტრუქტურული კომპონენტი - სფეროიდი და დისკი - ასახავს განსხვავებას გალაქტიკების ვარსკვლავურ პოპულაციაში, რომელიც აღმოაჩინა 1944 წელს გერმანელმა ასტრონომმა W. Baade-მ (1893-1960).
მოსახლეობა Iიმყოფება არარეგულარულ გალაქტიკებსა და სპირალურ მკლავებში, შეიცავს O და B სპექტრული ტიპების ცისფერ გიგანტებს და სუპერგიგანტებს, K და M კლასების წითელ სუპერგიგანტებს, ასევე ვარსკვლავთშორის გაზს და მტვერს იონიზებული წყალბადის ნათელი უბნებით. ის ასევე შეიცავს დაბალი მასის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს, რომლებიც ხილული არიან მზის მახლობლად, მაგრამ შორეულ გალაქტიკებში არ განსხვავდებიან.
მოსახლეობა IIიმყოფება ელიფსურ და ლინტიკულურ გალაქტიკებში, ასევე სპირალების ცენტრალურ რეგიონებში და გლობულურ მტევნებში, შეიცავს წითელ გიგანტებს G5-დან K5-მდე, სუბგიგანტებს და, ალბათ, ქვეჯუჯებს; შეიცავს პლანეტურ ნისლეულებს და ახლის ამოფრქვევებს (სურ. 3). ნახ. 4 გვიჩვენებს კავშირი ვარსკვლავების სპექტრალურ ტიპებსა (ან ფერებს) და მათ სიკაშკაშეს შორის სხვადასხვა პოპულაციაში.
ბრინჯი. 3. ვარსკვლავური პოპულაციები... ანდრომედას ნისლეულის სპირალური გალაქტიკის ფოტოზე ჩანს, რომ I პოპულაციის ცისფერი გიგანტები და სუპერგიგანტები კონცენტრირებულნი არიან მის დისკზე, ხოლო ცენტრალური ნაწილი შედგება II პოპულაციის წითელი ვარსკვლავებისგან. ასევე ჩანს ანდრომედას ნისლეულის თანამგზავრები: გალაქტიკა NGC 205 ( ბოლოში) და M 32 ( ზედა მარცხენა). ამ ფოტოზე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები ჩვენი გალაქტიკიდანაა.
ბრინჯი. 4. დიაგრამა HERZSPRUNG - RESEL, რომელიც გვიჩვენებს სპექტრულ ტიპსა (ან ფერს) და ვარსკვლავების სიკაშკაშეს შორის ურთიერთობას განსხვავებული ტიპები... I: ახალგაზრდა პოპულაციის I ვარსკვლავები, ტიპიური სპირალური მკლავებისთვის. II: I პოპულაციის ასაკოვანი ვარსკვლავები; III: II პოპულაციის ძველი ვარსკვლავები, ტიპიური გლობულური გროვებისა და ელიფსური გალაქტიკებისთვის.
თავდაპირველად ითვლებოდა, რომ ელიფსური გალაქტიკები შეიცავს მხოლოდ II პოპულაციას, ხოლო არარეგულარული გალაქტიკები მხოლოდ I პოპულაციას. თუმცა, აღმოჩნდა, რომ გალაქტიკები ჩვეულებრივ შეიცავს ორი ვარსკვლავური პოპულაციის ნარევს სხვადასხვა პროპორციით. პოპულაციების დეტალური ანალიზი შესაძლებელია მხოლოდ რამდენიმე ახლომდებარე გალაქტიკისთვის, მაგრამ შორეული სისტემების ფერისა და სპექტრის გაზომვები აჩვენებს, რომ განსხვავება მათ ვარსკვლავურ პოპულაციაში შეიძლება იყოს იმაზე დიდი, ვიდრე ბაადეს ეგონა.
მანძილი... შორეულ გალაქტიკებამდე მანძილის გაზომვა ეფუძნება ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავებამდე მანძილების აბსოლუტურ მასშტაბს. იგი დადგენილია რამდენიმე მეთოდით. ყველაზე ფუნდამენტურია ტრიგონომეტრიული პარალაქსის მეთოდი, რომელიც მოქმედებს 300 sv მანძილზე. წლები. დანარჩენი მეთოდები არაპირდაპირი და სტატისტიკურია; ისინი დაფუძნებულია ვარსკვლავების სწორი მოძრაობის, რადიალური სიჩქარის, სიკაშკაშის, ფერისა და სპექტრის შესწავლაზე. მათ საფუძველზე, New-ის აბსოლუტური მნიშვნელობები და RR Lyrae ტიპის ცვლადები და ცეფეი, რომელიც ხდება უახლოეს გალაქტიკებამდე მანძილის პირველადი ინდიკატორი, სადაც ისინი ჩანს. გლობულური მტევნები, ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები და ამ გალაქტიკების ემისიური ნისლეულები ხდება მეორადი ინდიკატორები და შესაძლებელს ხდის უფრო შორეულ გალაქტიკებამდე მანძილის განსაზღვრას. საბოლოოდ, თავად გალაქტიკების დიამეტრი და სიკაშკაშე გამოიყენება მესამეულ ინდიკატორებად. ასტრონომები ჩვეულებრივ იყენებენ განსხვავებას ობიექტის აშკარა სიდიდეს შორის მანძილის საზომად მდა მისი აბსოლუტური ვარსკვლავური სიდიდე მ; ეს მნიშვნელობა ( მ - მ) ეწოდება "ხილული მანძილის ერთეულს". ჭეშმარიტი მანძილის გასარკვევად, ის უნდა გამოსწორდეს სინათლის შთანთქმისთვის. ვარსკვლავთშორისი მტვერი... ამ შემთხვევაში, შეცდომა ჩვეულებრივ აღწევს 10-20%.
ექსტრაგალაქტიკური მანძილის სკალა დროდადრო გადაიხედება, რაც ნიშნავს, რომ იცვლება გალაქტიკების სხვა პარამეტრები, მანძილის მიხედვით. მაგიდა 1 გვიჩვენებს ყველაზე ზუსტ დისტანციებს გალაქტიკების უახლოეს ჯგუფებამდე დღეს. უფრო შორეულ გალაქტიკებამდე, მილიარდობით სინათლის წლით დაშორებით, დისტანციები შეფასებულია დაბალი სიზუსტით მათი წითელ გადაადგილებიდან ( იხილეთ ქვემოთ: წითელი წანაცვლების ბუნება).
|
ცხრილი 1. მანძილი უახლოეს გალაქტიკებამდე, მათი ჯგუფები და გროვები |
||
|
გალაქტიკა ან ჯგუფი |
ხილული მანძილის ერთეული (მ - მ ) |
მანძილი, მილიონი წმ. წლები |
|
მაგელანის დიდი ღრუბელი | ||
|
პატარა მაგელანის ღრუბელი | ||
|
ანდრომედას ჯგუფი (M 31) | ||
|
მოქანდაკეთა ჯგუფი | ||
|
ჯგუფი B. დათვები (M 81) | ||
|
ქალწულის მტევანი | ||
|
დაგროვება ღუმელში | ||
სიკაშკაშე.გალაქტიკის ზედაპირის სიკაშკაშის გაზომვა იძლევა მისი ვარსკვლავების მთლიან სიკაშკაშეს ფართობის ერთეულზე. ზედაპირის სიკაშკაშის ცვლილება ცენტრიდან დაშორებით ახასიათებს გალაქტიკის სტრუქტურას. ელიფსური სისტემები, როგორც ყველაზე რეგულარული და სიმეტრიული, უფრო დეტალურადაა შესწავლილი, ვიდრე სხვები; ზოგადად, ისინი აღწერილია ერთი ნათების კანონით (ნახ. 5, ა):
ბრინჯი. 5. სიკაშკაშის განაწილება გალაქტიკებში. ა- ელიფსური გალაქტიკები (ნაჩვენებია ზედაპირის სიკაშკაშის ლოგარითმი, რომელიც დამოკიდებულია შემცირებული რადიუსის მეოთხე ფესვზე ( რ/რე) 1/4, სადაც რარის მანძილი ცენტრიდან და რ e არის ეფექტური რადიუსი, რომელიც შეიცავს გალაქტიკის მთლიანი სიკაშკაშის ნახევარს); ბ- ლენტიკულური გალაქტიკა NGC 1553; ვ- სამი ნორმალური სპირალური გალაქტიკა (თითოეულის გარე ნაწილი ხაზები სწორი, რაც მიუთითებს მანძილის სიკაშკაშის ექსპონენციალურ დამოკიდებულებაზე).
ლენტიკულური სისტემების მონაცემები არც ისე სრულია. მათი სიკაშკაშის პროფილები (ნახ. 5, ბ) განსხვავდება ელიფსური გალაქტიკების პროფილებისგან და აქვს სამი ძირითადი რეგიონი: ბირთვი, ობიექტივი და კონვერტი. როგორც ჩანს, ეს სისტემები შუალედურია ელიფსურსა და სპირალურს შორის.
სპირალები ძალიან მრავალფეროვანია, მათი სტრუქტურა რთულია და არ არსებობს ერთი კანონი მათი სიკაშკაშის განაწილებისთვის. თუმცა, როგორც ჩანს, უბრალო სპირალებს ბირთვიდან შორს, დისკის ზედაპირის სიკაშკაშე ექსპონენტურად მცირდება პერიფერიისკენ. გაზომვები აჩვენებს, რომ სპირალური მკლავების სიკაშკაშე არ არის ისეთი დიდი, როგორც ჩანს გალაქტიკების ფოტოების ყურებისას. მკლავები არაუმეტეს 20%-ს მატებს დისკის სიკაშკაშეს ლურჯში და გაცილებით ნაკლებს წითელში. წვლილი სიკაშკაშეში გამობურცვისგან მცირდება სარათა სდ(ნახ. 5, ვ).
გალაქტიკის აშკარა სიდიდის გაზომვა მდა მისი მანძილის მოდულის განსაზღვრა ( მ - მ), გამოთვალეთ აბსოლუტური მნიშვნელობა მ... ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკები, კვაზარების გამოკლებით, მ 22, ე.ი. მათი სიკაშკაშე თითქმის 100 მილიარდჯერ აღემატება მზის სინათლეს. და ყველაზე პატარა გალაქტიკები მ10, ე.ი. სიკაშკაშე დაახლ. 10 6 მზის. გალაქტიკების რაოდენობის განაწილება მ, რომელსაც ეწოდება "ნათობის ფუნქცია" - მნიშვნელოვანი მახასიათებელისამყაროს გალაქტიკური მოსახლეობა, მაგრამ მისი ზუსტად განსაზღვრა ადვილი არ არის.
გალაქტიკებისთვის შერჩეული გარკვეული შემზღუდველი მოჩვენებითი სიდიდე, თითოეული ტიპის სიკაშკაშის ფუნქცია ცალკე ეადრე სცთითქმის გაუსიანი (ზარის ფორმის) ცისფერი სხივების საშუალო აბსოლუტური მნიშვნელობით მ მ= 18.5 და დისპერსიას 0.8 (ნახ. 6). მაგრამ გვიანდელი ტიპის გალაქტიკები სდადრე მედა ელიფსური ჯუჯები უფრო სუსტია.
გალაქტიკების სრული ნიმუშისთვის სივრცის მოცემულ მოცულობაში, მაგალითად, გროვაში, სიკაშკაშის ფუნქცია მკვეთრად იზრდება სიკაშკაშის შემცირებით, ე.ი. ჯუჯა გალაქტიკების რაოდენობა ბევრჯერ აღემატება გიგანტების რაოდენობას
ბრინჯი. 6. გალაქტიკის განათების ფუნქცია. ა- ნიმუში უფრო კაშკაშაა, ვიდრე გარკვეული შემზღუდველი ხილული მნიშვნელობა; ბ- სრული ნიმუში გარკვეულ დიდ სივრცეში. ყურადღება მიაქციეთ ჯუჯა სისტემების დიდ რაოდენობას მბ< -16.
Ზომა... ვინაიდან გალაქტიკების ვარსკვლავური სიმკვრივე და სიკაშკაშე თანდათან მცირდება გარეგნულად, მათი ზომის საკითხი რეალურად ეყრდნობა ტელესკოპის შესაძლებლობებს, მის უნარს განასხვავოს გალაქტიკის გარე რეგიონების სუსტი ბზინვარება ღამის სიკაშკაშის ფონზე. ცა. Თანამედროვე ტექოლოგიაიძლევა გალაქტიკების რეგიონების აღრიცხვის საშუალებას ცის სიკაშკაშის 1%-ზე ნაკლები სიკაშკაშით; ეს დაახლოებით მილიონჯერ დაბალია, ვიდრე გალაქტიკური ბირთვების სიკაშკაშე. ამ იზოფოტის მიხედვით (თანაბარი სიკაშკაშის ხაზები), გალაქტიკების დიამეტრი მერყეობს რამდენიმე ათასი სინათლის წლიდან ჯუჯა სისტემებში ასობით ათასამდე გიგანტურ სისტემაში. როგორც წესი, გალაქტიკების დიამეტრი კარგად შეესაბამება მათ აბსოლუტურ სიკაშკაშეს.
სპექტრული ხარისხი და ფერი.გალაქტიკის პირველი სპექტროგრამა, ანდრომედას ნისლეული, მიღებული პოტსდამის ობსერვატორიაში 1899 წელს იუ შაინერის (1858–1913) მიერ, თავისი შთანთქმის ხაზებით მზის სპექტრს წააგავს. გალაქტიკების სპექტრების მასობრივი შესწავლა დაიწყო დაბალი დისპერსიის მქონე "სწრაფი" სპექტროგრაფების შექმნით (200-400 / მმ); მოგვიანებით, ელექტრონული გამოსახულების გამაძლიერებლების გამოყენებამ შესაძლებელი გახადა დისპერსიის გაზრდა 20-100 / მმ-მდე. მორგანის დაკვირვებებმა იერკესის ობსერვატორიაში აჩვენა, რომ გალაქტიკების რთული ვარსკვლავური შემადგენლობის მიუხედავად, მათი სპექტრები, როგორც წესი, ახლოსაა გარკვეული კლასის ვარსკვლავების სპექტრებთან. აადრე კ, და არის შესამჩნევი კორელაცია გალაქტიკის სპექტრსა და მორფოლოგიურ ტიპს შორის. როგორც წესი, კლასის დიაპაზონი ააქვს არარეგულარული გალაქტიკები მედა სპირალები სმდა სდ... კლასის სპექტრა A – Fსპირალებზე სდდა სც... ტრანსფერი დან სცრათა სბთან ახლავს სპექტრის ცვლილება ფრათა ფ – გდა სპირალები სბდა სა, ლენტიკულურ და ელიფსურ სისტემებს აქვთ სპექტრები გდა კ... მართალია, მოგვიანებით გაირკვა, რომ სპექტრული ტიპის გალაქტიკების გამოსხივება ასინამდვილეში შედგება სპექტრული ტიპის გიგანტური ვარსკვლავების სინათლის ნაზავისაგან ბდა კ.
შთანთქმის ხაზების გარდა, ბევრი გალაქტიკა აჩვენებს ემისიის ხაზებს, როგორიცაა ირმის ნახტომის ემისიური ნისლეულები. ჩვეულებრივ, ეს არის ბალმერის სერიის წყალბადის ხაზები, მაგალითად, H ზე 6563, იონიზებული აზოტის დუბლი (N II). 6548 და 6583 და გოგირდის (S II) on 6717 და 6731, იონიზებული ჟანგბადი (O II). 3726 და 3729 და ორმაგად იონიზებული ჟანგბადი (O III). 4959 და 5007. ემისიის ხაზების ინტენსივობა ჩვეულებრივ კორელაციაშია გაზისა და სუპერგიგანტური ვარსკვლავების რაოდენობასთან გალაქტიკების დისკებში: ეს ხაზები არ არის ან ძალიან სუსტია ელიფსურ და ლინტიკულურ გალაქტიკებში, მაგრამ გაძლიერებულია სპირალურ და არარეგულარულ გალაქტიკებში - სარათა მე... გარდა ამისა, წყალბადზე მძიმე ელემენტების (N, O, S) ემისიის ხაზების ინტენსივობა და, სავარაუდოდ, ამ ელემენტების შედარებითი სიმრავლე მცირდება დისკის გალაქტიკების ბირთვიდან პერიფერიამდე. ზოგიერთ გალაქტიკას აქვს უჩვეულოდ ძლიერი ემისიის ხაზები თავის ბირთვში. 1943 წელს კ. სეიფერტმა აღმოაჩინა გალაქტიკების განსაკუთრებული ტიპი, რომელთა ბირთვებში წყალბადის ძალიან ფართო ხაზებია, რაც მათ მაღალ აქტივობაზე მიუთითებს. ამ ბირთვების სიკაშკაშე და მათი სპექტრები დროთა განმავლობაში იცვლება. ზოგადად, სეიფერტის გალაქტიკების ბირთვები კვაზარების მსგავსია, თუმცა არც ისე ძლიერი.
მათი ფერის ინტეგრალური ინდექსი იცვლება გალაქტიკების მორფოლოგიური თანმიმდევრობის გასწვრივ ( ბ - ვ), ე.ი. განსხვავება გალაქტიკის სიდიდეს ლურჯში ბდა ყვითელი ვსხივები. საშუალო მაჩვენებელიგალაქტიკების ძირითადი ტიპების ფერები შემდეგია:
ამ მასშტაბით, 0.0 შეესაბამება თეთრი, 0,5 - მოყვითალო, 1,0 - მოწითალო.
დეტალური ფოტომეტრია ჩვეულებრივ ცხადყოფს, რომ გალაქტიკის ფერი იცვლება ბირთვიდან კიდემდე, რაც მიუთითებს ვარსკვლავური შემადგენლობის ცვლილებაზე. გალაქტიკების უმეტესობა უფრო ცისფერია გარე რეგიონებში, ვიდრე ბირთვში; სპირალებში ეს ბევრად უფრო გამოხატულია, ვიდრე ელიფსურებში, რადგან მათ დისკებში ბევრი ახალგაზრდა ლურჯი ვარსკვლავია. არარეგულარული გალაქტიკები, რომლებიც ჩვეულებრივ ბირთვს მოკლებულია, ხშირად უფრო ცისფერია ცენტრში, ვიდრე კიდეზე.
ბრუნვა და მასა.გალაქტიკის ბრუნვა ღერძის ირგვლივ, რომელიც გადის ცენტრში, იწვევს მის სპექტრში ხაზების ტალღის სიგრძის ცვლილებას: ხაზები გალაქტიკის ჩვენთან მოახლოებული რეგიონებიდან გადაინაცვლებს სპექტრის იისფერ ნაწილზე, ხოლო მათგან, რომლებიც უკან იხევს, წითელამდე (სურ. 7). დოპლერის ფორმულის მიხედვით, ხაზის ტალღის სიგრძის ფარდობითი ცვლილება არის / = ვ რ / გ, სად გარის სინათლის სიჩქარე და ვ რარის რადიალური სიჩქარე, ე.ი. წყაროს სიჩქარის კომპონენტი მხედველობის ხაზის გასწვრივ. გალაქტიკების ცენტრების გარშემო ვარსკვლავების ორბიტალური პერიოდები ასობით მილიონი წელია და მათი ორბიტული სიჩქარე 300 კმ/წმ-ს აღწევს. როგორც წესი, დისკის ბრუნვის სიჩქარე აღწევს მაქსიმალურ მნიშვნელობას ( ვ მ) ცენტრიდან გარკვეულ მანძილზე ( რ მ), შემდეგ კი მცირდება (ნახ. 8). ჩვენი გალაქტიკა ვ მ= 230 კმ/წმ მანძილზე რ მ= 40 ათასი სინათლე წელი ცენტრიდან:
ბრინჯი. 7. გალაქტიკის სპექტრული ხაზებიბრუნავს ღერძის გარშემო ნროდესაც სპექტროგრაფის ჭრილი ორიენტირებულია ღერძის გასწვრივ აბ... ხაზი გალაქტიკის დაღმავალი კიდედან ( ბ) გადახრილია წითელი მხარისკენ (R), ხოლო მოახლოებული კიდიდან ( ა) - ულტრაიისფერზე (UV).
ბრინჯი. 8. გალაქტიკის ბრუნვის მრუდი... ბრუნვის სიჩქარე ვ r აღწევს მაქსიმალურ მნიშვნელობას ვმ მანძილზე რ M გალაქტიკის ცენტრიდან და შემდეგ ნელ-ნელა მცირდება.
გალაქტიკების სპექტრებში შთანთქმის და ემისიის ხაზებს ერთი და იგივე ფორმა აქვთ; შესაბამისად, დისკზე ვარსკვლავები და გაზი ბრუნავენ იმავე სიჩქარით იმავე მიმართულებით. როდესაც დისკზე ბნელი მტვრის ზოლების მდებარეობა შესაძლებელს ხდის გავიგოთ გალაქტიკის რომელი კიდეა ჩვენთან უფრო ახლოს, შეგვიძლია გავარკვიოთ სპირალური მკლავების გადახვევის მიმართულება: ყველა შესწავლილ გალაქტიკაში ისინი ჩამორჩებიან, ე.ი. ცენტრიდან მოშორებით, მკლავი მოხრილია მიმართულების ბრუნვის საწინააღმდეგო მიმართულებით.
ბრუნვის მრუდის ანალიზი საშუალებას გაძლევთ განსაზღვროთ გალაქტიკის მასა. უმარტივეს შემთხვევაში, მიზიდულობის ძალის გავუტოლებით ცენტრიდანულ ძალას, მივიღებთ გალაქტიკის მასას ვარსკვლავის ორბიტაში: მ = rV რ 2 /გ, სად გ- მუდმივი გრავიტაცია. პერიფერიული ვარსკვლავების მოძრაობის ანალიზი საშუალებას გვაძლევს შევაფასოთ მთლიანი მასა. ჩვენს გალაქტიკას აქვს მასა დაახლოებით. 210 11 მზის მასა, ანდრომედას ნისლეული 410 11, დიდი მაგელანის ღრუბელი - 1510 9. დისკის გალაქტიკების მასები დაახლოებით პროპორციულია მათი სიკაშკაშის ( ლ), ასე რომ, თანაფარდობა M/Lმათ აქვთ თითქმის იგივე და სიკაშკაშე ლურჯ სხივებში თანაბარია M/L 5 მზის მასისა და სიკაშკაშის ერთეულში.
სფერული გალაქტიკის მასა შეიძლება შეფასდეს იმავე გზით, დისკის ბრუნვის სიჩქარის ნაცვლად გალაქტიკაში ვარსკვლავების ქაოტური მოძრაობის სიჩქარის გათვალისწინებით ( ვ), რომელიც იზომება სპექტრული ხაზების სიგანით და ეწოდება სიჩქარის დისპერსია: მ რ ვ 2 /გ, სად რარის გალაქტიკის რადიუსი (ვირუსული თეორემა). ვარსკვლავური სიჩქარის დისპერსია ელიფსურ გალაქტიკებში ჩვეულებრივ 50-დან 300 კმ/წმ-მდეა, ხოლო მასები 10 9 მზის მასიდან ჯუჯა სისტემებში 10 12-მდე გიგანტურ გალაქტიკებში.
რადიო გამოცემაირმის ნახტომი აღმოაჩინა კ. იანსკიმ 1931 წელს. ირმის ნახტომის პირველი რადიო რუკა მიიღო გ. რებერმა 1945 წელს. ეს გამოსხივება მოდის ტალღის სიგრძის ფართო დიაპაზონში. ან სიხშირეები = გ/ რამდენიმე მეგაჰერციდან ( 100 მ) ათობით გიგაჰერცამდე ( 1 სმ) და ეწოდება "უწყვეტი". მასზე რამდენიმე ფიზიკური პროცესია პასუხისმგებელი, რომელთაგან ყველაზე მნიშვნელოვანია ვარსკვლავთშორისი ელექტრონების სინქროტრონის გამოსხივება, რომლებიც თითქმის სინათლის სიჩქარით მოძრაობენ სუსტ ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველში. 1950 წელს 1,9 მ ტალღის სიგრძის უწყვეტი გამოსხივება აღმოაჩინეს რ. ბრაუნმა და კ. ჰაზარმა (ჯოდრელის ბანკი, ინგლისი) ანდრომედას ნისლეულიდან და შემდეგ მრავალი სხვა გალაქტიკიდან. ჩვეულებრივი გალაქტიკები, როგორიცაა ჩვენი ან M 31, რადიოტალღების სუსტი წყაროებია. ისინი ასხივებენ რადიოსიხშირულ დიაპაზონში მათი ოპტიკური სიმძლავრის ძლივს მემილიონედს. მაგრამ ზოგიერთ უჩვეულო გალაქტიკაში ეს გამოსხივება ბევრად უფრო ძლიერია. უახლოესი "რადიო გალაქტიკების" ქალწული A (M 87), კენტავრი A (NGC 5128) და პერსევსი A (NGC 1275) რადიონათება არის 10 –4 10 –3 ოპტიკურიდან. და იშვიათი ობიექტებისთვის, როგორიცაა Cygnus A რადიოგალაქტიკა, ეს თანაფარდობა ახლოსაა ერთიანობასთან. ამ მძლავრი რადიო წყაროს აღმოჩენიდან მხოლოდ რამდენიმე წლის შემდეგ იყო შესაძლებელი მასთან დაკავშირებული მკრთალი გალაქტიკის პოვნა. ბევრი მკრთალი რადიო წყარო, რომელიც, სავარაუდოდ, დაკავშირებულია შორეულ გალაქტიკებთან, ჯერ კიდევ არ არის იდენტიფიცირებული ოპტიკურ ობიექტებთან.
იმის გაგება, თუ როგორ და როდის შეიძლება გამოჩნდნენ გალაქტიკები, ვარსკვლავები და პლანეტები, მეცნიერები მიუახლოვდნენ სამყაროს ერთ-ერთი მთავარი საიდუმლოს ამოხსნას. ისინი ამტკიცებენ, რომ დიდი აფეთქების შედეგად - და ის, როგორც უკვე ვიცით, მოხდა 15-20 მილიარდი წლის წინ (იხ. მეცნიერება და სიცოცხლე No.) - წარმოიშვა სწორედ ისეთი მასალა, საიდანაც ციურ სხეულებს და მათ მტევნებს შემდგომში შეძლეს. ფორმა...
პლანეტარული გაზის ნისლეული ბეჭედი თანავარსკვლავედში ლირაში.
კრაბის ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში.
დიდი ორიონის ნისლეული.
პლეადების ვარსკვლავური გროვა კუროს თანავარსკვლავედში.
ანდრომედას ნისლეული ჩვენი გალაქტიკის ერთ-ერთი უახლოესი მეზობელია.
ჩვენი გალაქტიკის თანამგზავრები წარმოადგენენ ვარსკვლავთა გალაქტიკის გროვებს: პატარა (ზემოთ) და მაგელანის დიდი ღრუბლები.
ელიფსური გალაქტიკა კენტავრის თანავარსკვლავედში მტვრის ფართო ზოლით. მას ზოგჯერ სიგარას უწოდებენ.
ერთ-ერთი უდიდესი სპირალური გალაქტიკა, რომელიც დედამიწიდან ჩანს მძლავრი ტელესკოპებით.
მეცნიერება და ცხოვრება // ილუსტრაციები
ჩვენს გალაქტიკას - ირმის ნახტომს - აქვს მილიარდობით ვარსკვლავი და ისინი ყველა მოძრაობენ მის ცენტრში. ამ უზარმაზარ გალაქტიკურ კარუსელში მხოლოდ ვარსკვლავები არ ტრიალებენ. ასევე არის ნისლიანი ლაქები, ანუ ნისლეულები. შეუიარაღებელი თვალით არც თუ ისე ბევრი მათგანი ჩანს. სხვა საქმეა, თუ ვარსკვლავურ ცას ბინოკლებით ან ტელესკოპით უყურებთ. რა სახის კოსმიურ ნისლს დავინახავთ? ვარსკვლავების შორეული მცირე ჯგუფები, რომლებიც არ ჩანს ინდივიდუალურად, ან რაღაც სრულიად, სრულიად განსხვავებული?
დღეს ასტრონომებმა იციან, რა არის კონკრეტული ნისლეული. აღმოჩნდა, რომ ისინი სრულიად განსხვავებულები არიან. არის გაზისგან დამზადებული ნისლეულები, ისინი განათებულნი არიან ვარსკვლავებით. ხშირად ისინი მრგვალი ფორმისაა, რისთვისაც მათ პლანეტურს უწოდებენ. ამ ნისლეულებიდან ბევრი ჩამოყალიბდა დაბერებული მასიური ვარსკვლავების ევოლუციის შედეგად. სუპერნოვას „ნისლიანი ნარჩენის“ მაგალითი (დაწვრილებით გეტყვით რა არის) არის კიბორჩხალა ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში. ეს კიბორჩხალას მსგავსი ნისლეული საკმაოდ ახალგაზრდაა. დანამდვილებით ცნობილია, რომ იგი 1054 წელს დაიბადა. არის ნისლეულები, რომლებიც ბევრად უფრო ძველია, მათი ასაკი ათობით და ასობით ათასი წელია.
პლანეტარული ნისლეულები და ოდესღაც ამოფრქვეული სუპერნოვების ნარჩენები შეიძლება ეწოდოს მონუმენტურ ნისლეულებს. მაგრამ ცნობილია სხვა ნისლეულებიც, მათში ვარსკვლავები კი არ ქრება, არამედ პირიქით, იბადებიან და იზრდებიან. ასეთია, მაგალითად, ნისლეული, რომელიც ჩანს თანავარსკვლავედში ორიონში, მას უწოდებენ დიდი ორიონის ნისლეულს.
ნისლეულები, რომლებიც ვარსკვლავთა მტევანია, მათგან სრულიად განსხვავებული აღმოჩნდა. შეუიარაღებელი თვალით, კუროს თანავარსკვლავედში აშკარად ჩანს პლეადების მტევანი. მისი შემხედვარე, ძნელი წარმოსადგენია, რომ ეს არის არა გაზის ღრუბელი, არამედ ასობით და ათასობით ვარსკვლავი. ასევე არსებობს ასობით ათასი ან თუნდაც მილიონობით ვარსკვლავის "უფრო მდიდარი" გროვები! ასეთ ვარსკვლავურ „ჩალაგებს“ გლობულურ ვარსკვლავურ მტევნებს უწოდებენ. ირმის ნახტომს გარს აკრავს ასეთი „ჩახლართულების“ მთელი რიგი.
დედამიწიდან ხილული ვარსკვლავური მტევნებისა და ნისლეულების უმეტესობა, თუმცა ისინი ჩვენგან ძალიან დიდ მანძილზეა განლაგებული, მაინც ჩვენს გალაქტიკას ეკუთვნის. იმავდროულად, არის ძალიან შორეული ბუნდოვანი ლაქები, რომლებიც აღმოჩნდა არა ვარსკვლავური მტევნები, არა ნისლეულები, არამედ მთელი გალაქტიკები!
ჩვენი ყველაზე ცნობილი გალაქტიკური მეზობელია ანდრომედას თანავარსკვლავედის ნისლეული. შეუიარაღებელი თვალით დანახვისას ის ბუნდოვან ლაქას ჰგავს. დიდი ტელესკოპებით გადაღებულ ფოტოებზე ანდრომედას ნისლეული მშვენიერი გალაქტიკაა. ტელესკოპის საშუალებით ჩვენ ვხედავთ არა მხოლოდ მის შემადგენელ ვარსკვლავებს, არამედ ცენტრიდან გამოსულ ვარსკვლავურ ტოტებს, რომლებსაც "სპირალებს" ან "მკლავებს" უწოდებენ. ჩვენი მეზობელი ზომით ირმის ნახტომზეც კი დიდია, მისი დიამეტრი დაახლოებით 130 ათასი სინათლის წელია.
ანდრომედას ნისლეული არის უახლოესი და უდიდესი ცნობილი სპირალური გალაქტიკა. სინათლის სხივი მისგან დედამიწამდე მიდის "მხოლოდ" დაახლოებით ორი მილიონი სინათლის წლის განმავლობაში. ასე რომ, თუ გვინდოდა ანდრომედელებს მივესალმოთ კაშკაშა ყურადღების ცენტრში, მათ იცოდნენ ჩვენი ძალისხმევის შესახებ თითქმის ორი მილიონი წლის შემდეგ! და მათგან პასუხი ჩვენამდე მოდიოდა იმავე დროის შემდეგ, ანუ იქ და უკან - დაახლოებით ოთხი მილიონი წლის განმავლობაში. ეს მაგალითი გვეხმარება იმის წარმოდგენაში, თუ რამდენად შორს არის ანდრომედას ნისლეული ჩვენი პლანეტისგან.
ანდრომედას ნისლეულის ფოტოებზე ნათლად ჩანს არა მხოლოდ თავად გალაქტიკა, არამედ მისი ზოგიერთი თანამგზავრიც. რა თქმა უნდა, გალაქტიკის თანამგზავრები სულაც არ არის ისეთივე, როგორიც, მაგალითად, პლანეტები - მზის ან მთვარის თანამგზავრები - დედამიწის თანამგზავრები. გალაქტიკების თანამგზავრები ასევე გალაქტიკებია, მხოლოდ "პატარა" მილიონობით ვარსკვლავისგან შემდგარი.
ჩვენს გალაქტიკას ასევე აქვს თანამგზავრები. მათგან რამდენიმე ათეულია და ორი მათგანი შეუიარაღებელი თვალით ჩანს დედამიწის სამხრეთ ნახევარსფეროს ცაზე. ევროპელებმა პირველად ნახეს ისინი მსოფლიოს გარშემო მოგზაურობამაგელანი. მათ ეგონათ, რომ ისინი რაღაც ღრუბლები იყვნენ და დაარქვეს მაგელანის დიდი ღრუბელი და პატარა მაგელანის ღრუბელი.
ჩვენი გალაქტიკის მთვარეები, რა თქმა უნდა, უფრო ახლოს არიან დედამიწასთან, ვიდრე ანდრომედას ნისლეული. დიდი მაგელანის ღრუბლის შუქი ჩვენამდე აღწევს სულ რაღაც 170 ათას წელიწადში. ბოლო დრომდე ეს გალაქტიკა ითვლებოდა ირმის ნახტომის უახლოეს თანამგზავრად. მაგრამ ახლახან ასტრონომებმა აღმოაჩინეს თანამგზავრები და უფრო ახლოს, თუმცა ისინი მაგელანის ღრუბელზე ბევრად უფრო მცირეა და შეუიარაღებელი თვალით არ ჩანს.
ზოგიერთი გალაქტიკის „პორტრეტების“ შესწავლისას ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ მათ შორის არის ირმის ნახტომისგან განსხვავებით სტრუქტურები და ფორმები. ასევე ბევრია ასეთი გალაქტიკა - ეს არის ლამაზი გალაქტიკები და სრულიად უფორმო გალაქტიკები, მსგავსი, მაგალითად, მაგელანის ღრუბლების.
ასი წელიც არ გასულა მას შემდეგ, რაც ასტრონომებმა საოცარი აღმოჩენა გააკეთეს: შორეული გალაქტიკები ერთმანეთისგან ყველა მიმართულებით იფანტებიან. იმის გასაგებად, თუ როგორ ხდება ეს, შეგიძლიათ გამოიყენოთ ბუშტი და ჩაატაროთ უმარტივესი ექსპერიმენტი.
დახატეთ პატარა წრეები ან ჭიქები, რათა წარმოადგინოთ გალაქტიკები ბუშტზე მელნით, ფლომასტერებით ან საღებავით. როდესაც თქვენ დაიწყებთ ბუშტის გაბერვას, დახატული „გალაქტიკები“ უფრო და უფრო განსხვავდებიან ერთმანეთისგან. ასეა სამყაროშიც.
გალაქტიკები ჩქარობენ, მათში ვარსკვლავები იბადებიან, ცხოვრობენ და კვდებიან. და არა მხოლოდ ვარსკვლავები, არამედ პლანეტებიც, რადგან, რა თქმა უნდა, სამყაროში ბევრი ვარსკვლავური სისტემაა, რომლებიც მსგავსი და განსხვავებულია ჩვენი მზის სისტემისგან, რომელიც ჩვენს გალაქტიკაში დაიბადა. ასტრონომებმა ახლახან აღმოაჩინეს 300-მდე პლანეტა, რომლებიც სხვა ვარსკვლავების გარშემო ბრუნავს.
ვარსკვლავებზე მზერა აფიქსირებს, კაცობრიობას დიდი ხანია სურდა გაეგო რა არის იქ - კოსმოსის სიღრმეში, რა კანონები არსებობს და არსებობენ თუ არა რაციონალური არსებები. ჩვენ ვცხოვრობთ 21-ე საუკუნეში, ეს არის დრო, როდესაც კოსმოსური ფრენები ჩვენი ცხოვრების ყოველდღიური ნაწილია, რა თქმა უნდა, ადამიანები ჯერ კიდევ არ დაფრინავენ კოსმოსურ ხომალდებში, როგორც თვითმფრინავებში დედამიწაზე, არამედ ყველა სახის კვლევის გაშვებებისა და დაშვების შესახებ ცნობები. ზონდები უკვე საკმაოდ გავრცელებულია. ჯერჯერობით, მხოლოდ მთვარე, ჩვენი თანამგზავრი, გახდა პირველი და ერთადერთი არამიწიერი ობიექტი, სადაც ადამიანის ფეხი დგას. შემდეგი ნაბიჯიმარსზე კაცის დაშვება მოხდება. მაგრამ ამ სტატიაში ჩვენ არ ვისაუბრებთ "წითელ პლანეტაზე" და არც უახლოეს ვარსკვლავზე, განვიხილავთ კურიოზულ კითხვას, რა არის მანძილი უახლოეს გალაქტიკამდე. თუმცა ტექნიკური თვალსაზრისით, ასეთი შორ მანძილზე ფრენები არ არის შესაძლებელი ამ მომენტში, თუმცა საინტერესოა "მოგზაურობის" სავარაუდო პირობების ცოდნა.
თუ წაიკითხავთ ჩვენს სტატიას ამის შესახებ, მიხვდებით, რომ კოსმოსური ხომალდის ახლომდებარე გალაქტიკაში გადატანა წარმოუდგენელია. ტექნოლოგიით დღესვარსკვლავამდე ფრენა, რომ აღარაფერი ვთქვათ გალაქტიკაზე, ძალიან რთულია. თუმცა, ეს შეუძლებელია, თუ დაეყრდნობით ფიზიკის კლასიკურ კანონებს (არ შეიძლება გადააჭარბოთ სინათლის სიჩქარეს) და ძრავებში საწვავის წვის ტექნოლოგიას, რაც არ უნდა სრულყოფილი იყოს ისინი. პირველ რიგში, მოდით ვისაუბროთ მანძილის შესახებ ჩვენს გალაქტიკასა და უახლოეს გალაქტიკას შორის, რათა გაიგოთ ჰიპოთეტური მოგზაურობის გრანდიოზული მასშტაბები.
მანძილი ახლომდებარე გალაქტიკებამდე
ჩვენ ვცხოვრობთ გალაქტიკაში, რომელსაც ფიგურალურად "ირმის ნახტომი" უწოდეს, მას აქვს სპირალური სტრუქტურა და შეიცავს დაახლოებით 400 მილიარდ ვარსკვლავს. მანძილი ერთი ბოლოდან მეორემდე სინათლით დაფარულია დაახლოებით ასი ათასი წლის განმავლობაში. ჩვენთან ყველაზე ახლოს არის ანდრომედას გალაქტიკა, რომელსაც ასევე აქვს სპირალური სტრუქტურა, მაგრამ უფრო მასიურია, შეიცავს დაახლოებით ტრილიონ ვარსკვლავს. ორი გალაქტიკა თანდათან უახლოვდება ერთმანეთს 100-150 კილომეტრი წამში სიჩქარით, ოთხი მილიარდი წლის შემდეგ ისინი "შეერწყმება" ერთ მთლიანობაში. თუ ამდენი წლის შემდეგ ადამიანები კვლავ იცხოვრებენ დედამიწაზე, ისინი ვერ შეამჩნევენ რაიმე ტრანსფორმაციას, გარდა ვარსკვლავური ცის თანდათანობითი ცვლილებისა, რადგან ვარსკვლავებს შორის მანძილი, შეჯახების შანსი ძალიან მცირეა.
მანძილი უახლოეს გალაქტიკამდე დაახლოებით 2,5 მილიონი სინათლის წელია, ე.ი. ანდრომედას გალაქტიკის სინათლეს 2,5 მილიონი წელი სჭირდება მის ზღვრამდე მისასვლელად Ირმის ნახტომი.
ასევე არის "მინი-გალაქტიკა" სახელად "დიდი მაგელანის ღრუბელი", მას აქვს პატარა ზომა და თანდათან მცირდება, მაგელანის ღრუბელი არ დაეჯახება ჩვენს გალაქტიკას, რადგან განსხვავებული ტრაექტორია აქვს. მანძილი ამ გალაქტიკამდე დაახლოებით 163 ათასი სინათლის წელია, სწორედ ის არის ჩვენთან ყველაზე ახლოს, მაგრამ მისი ზომის გამო მეცნიერებს ურჩევნიათ ანდრომედას გალაქტიკა უწოდონ ჩვენთან ყველაზე ახლოს.
46 მილიარდი წელი დასჭირდება, რომ ანდრომედამდე მიაღწიოთ დღემდე აშენებულ ყველაზე სწრაფ და თანამედროვე კოსმოსურ ხომალდს! უფრო ადვილია „დაელოდო“, სანამ ის ირმის ნახტომზე „მხოლოდ“ 4 მილიარდ წელიწადში გაფრინდება.
მაღალსიჩქარიანი "ჩიხი"
როგორც ამ სტატიიდან მიხვდით, სინათლეც კი "პრობლემურია" უახლოეს გალაქტიკამდე მისასვლელად, გალაქტიკათშორისი მანძილი უზარმაზარია. კაცობრიობამ უნდა ეძებოს კოსმოსში მოგზაურობის სხვა გზები, ვიდრე "სტანდარტული" ძრავები. რა თქმა უნდა ამ ეტაპზეამ მიმართულებით ჩვენი განვითარებისთვის აუცილებელია "გათხრა", მაღალსიჩქარიანი ძრავების განვითარება დაგვეხმარება სწრაფად დავეუფლოთ ჩვენი მზის სისტემის უზარმაზარობას, ადამიანს შეეძლება ფეხის დადგმა არა მხოლოდ მარსზე, არამედ სხვა პლანეტები, მაგალითად, ტიტანი - სატურნის თანამგზავრი, რომელიც დიდი ხანია მეცნიერთა ინტერესს იწვევს.
შესაძლოა, გაუმჯობესებულ კოსმოსურ ხომალდზე ადამიანებს შეეძლებათ ფრენა პროქსიმა კენტავრამდეც კი, ჩვენთან უახლოეს ვარსკვლავამდე, და თუ კაცობრიობა ისწავლის სინათლის სიჩქარის მიღწევას, მაშინ შესაძლებელი იქნება ფრენა ახლომდებარე ვარსკვლავებამდე წლების განმავლობაში და არა ათასწლეულებით. . თუ ვსაუბრობთ გალაქტიკურ ფრენებზე, მაშინ სივრცეში მოძრაობის სრულიად განსხვავებული გზები უნდა ვეძებოთ.
დიდი მანძილების დაფარვის შესაძლო გზები
მეცნიერები დიდი ხანია ცდილობდნენ გაეგოთ ""-ის ბუნება - მასიური ობიექტები ისეთი ძლიერი გრავიტაციით, რომ სინათლეც კი ვერ აცილებს მათ სიღრმეებს, მეცნიერები ვარაუდობენ, რომ ასეთი "ხვრელების" სუპერგრავიტაციას შეუძლია გაარღვიოს სივრცის "ტილო" და გაიხსნას. ბილიკები ჩვენი სამყაროს სხვა წერტილებისკენ. ასეც რომ იყოს, შავ ხვრელებში გადაადგილების გზას რამდენიმე ნაკლი აქვს, რომელთაგან მთავარია „დაუგეგმავი“ მოძრაობა, ე.ი. კოსმოსურ ხომალდზე მყოფი ადამიანები ვერ შეძლებენ აირჩიონ სამყაროში წერტილი, სადაც უნდათ წასვლა, ისინი გაფრინდებიან იქ, სადაც ხვრელს "უნდა".
ასევე, ასეთი მოგზაურობა შეიძლება გახდეს ცალმხრივი, რადგან ხვრელს შეუძლია დაიშალოს ან შეცვალოს მისი თვისებები. გარდა ამისა, ძლიერ გრავიტაციას შეუძლია გავლენა მოახდინოს არა მხოლოდ სივრცეზე, არამედ დროზე, ე.ი. ასტრონავტები გაფრინდებიან, როგორც იყო, მომავალში, მათთვის დრო მოედინება, როგორც ყოველთვის, მაგრამ დედამიწაზე შეიძლება მათ დაბრუნებამდე წლების ან თუნდაც საუკუნეები იყოს (ეს პარადოქსი კარგად არის ნაჩვენები ბოლო ფილმში "Interstellar").
კვანტური მექანიკით დაკავებულმა მეცნიერებმა გაარკვიეს საოცარი ფაქტი, თურმე სინათლის სიჩქარე არ არის სამყაროში მოძრაობის ზღვარი, მიკროდონეზე არის ნაწილაკები, რომლებიც კოსმოსის ერთ წერტილში მომენტალურად ჩნდებიან, შემდეგ კი ქრება. , და გამოჩნდება სხვაზე, მათთვის მანძილს არ აქვს მნიშვნელობები.
"სიმების თეორია" ამბობს, რომ ჩვენს სამყაროს აქვს მრავალგანზომილებიანი სტრუქტურა (11 განზომილება), შესაძლოა, ამ პრინციპების გაგების შემდეგ, ჩვენ ვისწავლოთ მოძრაობა ნებისმიერ მანძილზე. Კოსმოსური ხომალდიმას არც კი დასჭირდება სადმე ფრენა და აჩქარება, უძრავად დგომა, ის შეძლებს რაიმე გრავიტაციული გენერატორის დახმარებით კოსმოსის კოლაფსირებას და ამით ნებისმიერ წერტილამდე მისვლას.
მეცნიერული პროგრესის ძალა
მეცნიერულმა სამყარომ მეტი ყურადღება უნდა მიაქციოს მიკროსამყაროს, რადგან, ალბათ, სწორედ აქ დევს კითხვებზე პასუხები. სწრაფი მგზავრობამთელ სამყაროში, ამ სფეროში რევოლუციური აღმოჩენების გარეშე, კაცობრიობა ვერ დაფარავს დიდ კოსმოსურ დისტანციებს. საბედნიეროდ, ამ კვლევებისთვის აშენდა ნაწილაკების მძლავრი ამაჩქარებელი - დიდი ადრონული კოლაიდერი, რომელიც მეცნიერებს ელემენტარული ნაწილაკების სამყაროს გააზრებაში დაეხმარება.
ვიმედოვნებთ, რომ ამ სტატიაში დეტალურად ვისაუბრეთ უახლოეს გალაქტიკამდე მანძილის შესახებ, დარწმუნებულები ვართ, რომ ადრე თუ გვიან ადამიანი მაინც ისწავლის მილიონობით სინათლის წლის მანძილების გადალახვას, შესაძლოა მაშინ ჩვენს "ძმებს" გონივრული შევხვდეთ. , თუმცა ამ სტრიქონების ავტორს მიაჩნია, რომ ეს უფრო ადრე მოხდება. ცალკე ტრაქტატი შეიძლება დაიწეროს შეხვედრის მნიშვნელობასა და შედეგებზე, ეს, როგორც ამბობენ, "უკვე სხვა ამბავია".
