გალაქტიკები – სამყაროს ვარსკვლავური კუნძულები

 პლანეტებისა და ვარსკვლავების შესწავლის ისტორია ათასწლეულებს ითვლის, მზის, კომეტების, ასტეროიდებისა და მეტეორიტების – ასწლეულებს. აი გალაქტიკების მეცნიერული კვლევა კი მხოლოდ 1920 წლიდან დაოწყო.

 გალქტიკებს უხსოვარი დროიდან აკვირდებოდნენ. ადამიანს, მახვილი მხედველობით, ღამის ცის თაღზე ნათელი ლაქების დანახვა შეუძლია, რომლებიც რძის წვეთებს ჰგვავს. Х საუკუნეში, სპარსი ასტრონომი აბდ ალ რამან ალ სუფი თავის ”უძრავი ვარსკვლავების შესახებ” წიგნში ორ ასეთ ობიექტს ახსენებს, რომლებიც ახლა მაგელანის დიდი ნისლეულისა და М31(ანდრომედა) სახელით არის ცნობილი. ტელესკოპების გამოჩენასთან ერთად, ასტრონომები სულ უფრო მეტ ასეთ ობიექტებს ხედავდნენ. თუ ინგლისელმა ასტრონომმა ედმუნდ ჰალეიმ 1716 წელს სულ ექვსი ნისლეული დაითვალა, 1784 წელს გამოქვეყნებულ კატალოგში, საფრანგეთის საზღვაო ფლოტის ასტრონომმა შარლ მესემ 110 ობიექტი შეიტანა, რომელთა შორის ათი ნამდვილი გალაქტიკა იყო(მათ შორის ანდრომედაც). 1802 წელს უილიამ ჰერშელმა ნისლეულების 2500-იანი ჩამონათვალი გამოუშვა, მისმა შვილმა ჯონმა კი 1864 წლისთვის ეს რიცხვი 5000-მდე გაზარდა.

 ამ ობიექტების ბუნება დიდი ხნის განმავლობაში გაუგებარი რჩებოდა. XVIII საუკუნის ზოგიერთმა მოაზროვნემ მათში ვარსკვლავური სისტემები დაინახა, როგორიც ჩვენი გალაქტიკაა, თუმცა მაშინდელი ტელესკოპების სიმძლავრე ამ ჰიპოთეზის გადამოწმების საშუალებას არ იძლეოდა. მოგვიანებით, ასტრონომები დარწმუნდნენ, რომ ზოგიერთი ნისლეული, მათ შორის ანდრომედაც, ბევრ ვარსკვლავებს შეიცავდა, თუმცა გალაქტიკის შიგნით იყო ეს ობიექტები თუ მის ფარგლებს გარეთ, ვერავინ ხვდებოდა. მხოლოდ 1923-24 წლებში ედუინ ჰაბლმა, დედამიწიდან ანდრომედამდე მანძილის დადგენა შეძლო. მისი ვარაუდით, ეს მანძილი ირმის ნახტომის ზომაზე სამჯერ მეტი იყო(სინამდვილეში 20-ჯერ), რომ მესეს კატალოგით ობიექტი М33-იც არა ნაკლები დისტნციით იყო დაშორებული ჩვენი გალქტიკიდან. ამ შედეგებმა საფუძველი დაუდო ისეთ ახალ მეცნიერულ დისციპლინას, როგორიცაა გალაქტიკური ასტრონომია.

 ჩვენი უახლოესი მეზობელი, ანდრომედას გალქტიკა(М31) – ყველაზე პოპულარული ობიექტია მოყვარულ ასტრონომთა შორის, და არა მარტო მათ შორის – ილუსტარციაზე წარმოდგენილია М31-ის კომბინირებული მულტისპექტრული გამოსახულება, რომელიც ნასას კოსმოსური ტელესკოპების ”სპიცერის” და ” GALEX”-ის საშუალებით შეადგინეს. GALEX-ის ულტრაიისფერი ”თვალები”, ანდრომედას ცეცხლოვან ნატურას წარმოგვიდგენს – ცხელი რეგიონები, გავსებული ახალგაზრდა (ცისფრად) და ხნიერი(მწვანე წერტილები და მოყვითალო ცენტრალური ნაწილი) ვარსკვლავებით. ინფრაწითელი დიაპაზონის  ”სპიცერი” კი განსხვავებულ, გალაქტიკის ცივ სახეს ხედავს – ვარსკვლავთწარმომქმნელი უბნები(წითლად), დამალული გაზურ-მტვროვანი ღრუბლების მიღმა. იისფერით ნაჩვენებია ადგილები, სადაც ცხელი მასიური ვარსკვლავები შედარებით ცივებთან ერთად არსებობს, შემოსაზღვრულნი მტვროვანი ღრუბლებით.

ედუინ ჰაბლის კამერტონი

 1926 წელს, ცნობილმა ამერიკელმა ასტრონომმა ედუინ პაუელ ჰაბლმა(1936 წელს მოდერნიზება გაუკეთა), გალაქტიკები მათი მორფოლოგიის მიხედვით დაალაგა. თავისებური ფორმის გამო, კლასიფიკაციის ამ ფორმას – ”ჰაბლის კამერტონსაც” უწოდებენ. კამერტონის ”ფეხთან” ელიფსური გალაქტიკებია, “ჩანგლის” წვეტებზე – ლინზისმაგვარი მკლავების გარეშე და სპირალურები, ბარი-შემაერთებლის გარეშე და ბარით. გალაქტიკებს, რომელთა რომელიმე ამ კლასში შეტანა ძნელია, უფორმო ან ირეგულარულები ეწოდებათ.

გალაქტიკების ადგილობრივი ჯგუფი

 გალაქტიკები, ჯგუფებში არის გაერთიანებული. ჩვენი ადგილობრივი ჯგუფი, 3 მეგაპარსეკის(1 პარსეკი = 3,3 სინათლის წელს) რადიუსით, თავის თავში შეიცავს ორ დიდ გალაქტიკას – ირმის ნახტომსა და ანდრომედას, გალქტიკას სამკუთხედში, ასევე მათ თანამგზავრებს – მაგელანის დიდი და პატარა ნისლეულები, ჯუჯა გალაქტიკები დიდ ქოფაკში, პეგასში, სექსტანტში, სფინქსში, ორმოცდაათამდე სულ. ადგილობრივი ჯგუფი, თავის მხრივ, ადგილობრივი ზეგროვას, ქალწულის ნაწილს წარმოადგენს.

 ჩვენსა და ანდრომედას გალაქტიკასაც აქვს თანამგზავრი ჯუჯა გალქტიკები, მათი რაოდენობა 14-ზე ნაკლები არაა, თუმცა ეს რიცხი გაცილებით მეტი უნდა იყოს. ხშირად, გალაქტიკები წყვილებად, სამეულებად და დიდ, გრავიტაციულად დაკავშირებულ ჯგუფებად იკრიბება. უფრო დიდ ასოციაციებში ასეულობით და ათასეულობით გალაქტიკაა გაერთიანებული. გროვის ცენტრში განსაკუთებით დიდი და ელვარე გალაქტიკა დაიმზირება ხოლმე, რომელიც, როგორც ითვლება, უფრო პატარა კალიბრის გაკაქტიკების შერწყმით ჩამოყალიბდა. და ბოლოს, ზეგროვები, რომლებშიც ჯგუფები, გროვები და ცალკეული გალაქტიკებიც არის გაერთიანებული. ხშირ შემთხვევაში ეს, წაგრძელებული, ასეულობით მეგაპარსეკის ზომის სტრუქტურებია. მათ ერთმანეთისგან ასეთივე ზომის სიცარიელეები აშორებს, რომლებიც თითქმის თავისუფალია გალაქტიკებისგან(ვოიდები). ზეგროვები უკვე, არ არის გაერთიანებული რაიმე უფრო მაღალი ხარისხის სტრუქტურებში, არამედ სამყაროში შემთხვევითი მიმდევრობებით არის გაბნეული. ამის გამო, ასეულობით მეგაპარსეკის ფარგლებში ჩვენი სამყარო ერთგვაროვანი და იზოტროპულია.

 მზე, ერთ-ერი რიგითი გალქტიკის ცენტრის გარშემო ბრუნავს, რომლის შემადგენლობაში 200-400 მილიარდი ვარსკვლავია. მისი დიამეტრი დაახლოებით 28 კილოპარსეკს უტოლდება(90-100 ათასი სინათლის წელი დაახლოებით). მზის სისტემის შიდაგალაქტიკური რადიუსი – 8,5 კილო პარსეკია(ანუ ჩვენი მნათობი გალაქტიკის პერიფერიისკენაა წანაცვლებული), გალქტიკის ცენტრის გარშემო ერთ სრულ ბრუნს მზე, თავისი პალნეტებით, 250 მილიონი წელს ანდომებს. ირმის ნახტომის ბალჯს(სპირალური გალაქტიკების ცენტრში, სფეროიდული ელვარე კომპონენტი) ელიფსისმაგვარი ფორმა აქვს, ახლახანს აღმოჩინეს ბარიც(ვარსკვლავებისგან შემდგარი წაგრძელებული შესქელება, რომელიც გალაქტიკის დისკოს ემთხვევა. თუ გალაქტიკას ბარი აქვს, მაშინ მკლავების კვანძები ბარის ბოლოებიდან იწყება). ბალჯის შიგნით კომპაქტური ბირთვია, შევსებული განსხვავებული ასაკის – რამდენიმე მილიონიდან, მილიარდი და მეტი წლის ვარსკვლავებით. ბირთვს შიგნით, მკვრივ გაზურ-მტვროვან ღრუბლებს მიღმა, გალაქტიკური მასშტაბებით პატარა – 3,7 მილიონი მზის მასის მქონე ზემასიური შავი ხვრელი იმალება.

 გამოიყენეს რა ”სპიცერით” მიღებული ინფრაწითელი ფოტოები, ასტრონომებმა ირმის ნახტომის რუქა შეადგინეს. ის ორი უდიდესი სპირალური მკლავის – კენტავრისა და პერსევსის ფარისგან შედგება, რომლებიც ბარით არიან დაკავშირებულნი, და ორი, შედარებით პატარა მკლავებისგან. კიდევ უფრო პატარა მკლავები შეიცავენ შიდა, შორეულ და ახლო 3 კილოპარსეკის ზომის მკლავებს. მზის სისტემა ორიონის მცირე მკლავში მდებარეობს.

 ჩვენ გალაქტიკას ორმაგი ვარსკვლავური დისკო გააჩნია. შიდა დისკოზე, 500 პარსეკიანი ვერტიკალური სიგრძით, დისკოს ვარსკვლავური ზონის 95% მოდის, მათ შორისაა ყველა ახალგაზრდა ელვარე ვარსკვლავი. მას 1500 პარსეკიანი გარე დისკო აკრავს, რომელიც უფრო ხნიერი ვარსკვლავებითაა დასახლებული. ირმის ნახტომის გაზურ-მტვროვანი დისკოს სისქე 3,5 კილოპარსეკია. დისკოს ოთხი სპირალური მკლავი, სქელი გაზურ-მტვროვანი ზონებით, ყველაზე მასიური ვარსკვლავების თავმოყრის ადგილებია. გალქტიკის მთლიანი ზომა დისკოს დიამეტრზე ორჯერ დიდია. იქ 150-მდე უძველესი ვარსკვლავური გროვაა აღმოჩენილი, 13 მილირდამდე წლის ასაკით. ჰალო ბნელი მატერიის წყვეტილი გროვებითაა შევსებული. ბოლო მონაცემებით, ჰალოს შებრტყელებული სფეროს ფორმა აქვს. გალაქტიკის საერთო მასა დაახლოებით 3 ტრილიონი მზის მასას უტოლდება, მისი 90-95% ბნელ მატერიაზე მოდის. ირმის ნახტომის ვარსკვლავთა საერთო მასა 90-100 მილიარდი მზის მასადაა შეფასებული.

 სურათზე ნაჩვენებია ევოლუციის შედეგები დროის სხვა და სხვა მონაკვეთბში – საწყისი კონფიგურაცია(ა), 0,9(ბ), 1,8(გ) და 2,65 მილიარდი წლის მერე(დ). მოდელის მიხედვით, ირმის ნახტომის ბარი და სპირალური მკლავები ჯუჯა გალაქტიკასთან შეჯახებით ჩამოყალიბდნენ(ჯუჯა გალაქტიკა მშვილდოსანში-SagDEG), რომელიც თავიდან 50-100 მილიარდი მზის მასამდე იწონიდა. მან ორჯერ გაიარა ჩვენი გალაქტიკის ბირთვში, რითაც შემადგენელი მატერიის ნაწილი დაკარგა(ჩვეულებრივი და ბნელი). SagDEG-ის ამჟამინდელი მასა ათეული მილიონი მზის მასაზე მეტი არ იქნება. მომდევნო, ბოლო შეჯახებით, რომელიც დაახლოებით 100 მლნ. წლის მერე მოხდება, ჩვენი გალაქტიკა საბოლოოდ შთანთქავს მას.

 პიტსბურგის უნივერსიტეტის მკვლევარებმა, კალიფორნიის უნივერსიტეტიტად ირვინში და ატლანტიკური უნივერსიტეტიდან ფლორიდაში, ირმის ნახტომის ჯუჯა გალაქტიკასთნ(ჯუჯა გალაქტიკა მშვილდოსანში-SagDEG) შეჯახების სიტუაციის მოდელირება გააკეთეს. მათ შეჯახების ორი ვარიანტი გააანალიზეს – მსუბუქ(3х1010 მზის მასით) და მძიმე(1011 მზის მასით) SagDEG-თან. სურათზე მარცხნიდან მარჯვნივ ირმის ნახტომის 2,7 მილიარდ წლიანი ევოლუციაა ნაჩვენები, ჯუჯა გალაქტიკასათან ურთიერთქმედების გარეშე და მსუბუქ და მძიმე SagDEG-თან ზემოქმედებით.

სუპერტელესკოპის მოლოდინში

 გალაქტიკური ასტრნომია თითქმის 90 წელია არსებობს. მან პრაქტიკულად ნულიდან დაიწყო და ბევრს მიაღწია. თუმცა გადაუჭრელი პრობლემების რაოდენობაც ძალიან ბევრია. არავინ იცის, როდის და როგორ ჩამოყალიბდა პირველი გალაქტიკები, როგორ წარმოიქმნება დისკოსებური სტრუქტურის გალაქტიკები. მეცნიერები ძალიან ბევრს მოელიან ჯეიმს უების სახელობის ინფრაწითელი დიაპაზონის ტელესკოპისგან, რომლის სტარტი 2018 წლისთვისაა დაგეგმილი. იმედია, ფინანსური პრობლემები დაიძლევა და ეს პროექტი აუცილებლად განხორციელდება.

Leave a Reply

თქვენი ელფოსტის მისამართი გამოქვეყნებული არ იყო. აუცილებელი ველები მონიშნულია *