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 დაიწყო.

 გალქტიკებს უხსოვარი დროიდან აკვირდებოდნენ. ადამიანს მახვილი მხედველობით, ნათელი ლაქების დანახვა შეუძლია ღამის ცის თაღზე, რომლებიც რძის წვეთებს ჰგვავს. Х საუკუნეში, სპარსი ასტრონომი აბდ ალ რამან ალ სუფი ”უძრავი ვარსკვლავების შესახებ” წიგნში ორ ასეთ ობიექტს ახსენებს, რომლებიც ახლა მაგელანის დიდი ღრუბლისა და М31(ანდრომედა)-ის 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, ედვინ 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 მრავალსპექტრული 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 გაზ-მტვროვანი ღრუბლების მიღმა. იისფერით ნაჩვენებია ადგილები, სადაც ცხელი მასიური ვარსკვლავები, შედარებით ცივებთან ერთად არსებობს, შემოსაზღვრულნი მტვრის ღრუბლებით.

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

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

 ჩვენსა და ანდრომედას გალაქტიკასაც ჰყავს 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 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-ერთი 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 კილოპარსეკია (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 ხიდიც (ბარი – 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 გაზ-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 დაკავშირებული, და ორი, შედარებით პატარა მკლავებისგან. კიდევ უფრო პატარა მკლავები შეიცავს 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 გაზ-მტვროვანი დისკოს სისქე 3,5 კილოპარსეკია. დისკოს ოთხი სპირალური მკლავი, სქელი გაზ-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.

მოდელირების მიხედვით, ირმის ნახტომის ხიდი (ბარი) და სპირალური მკლავები ჯუჯა გალაქტიკასთან შეჯახებით ჩამოყალიბდა (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. ბოლო შეჯახებისას, რომელიც დაახლოებით 100 მლნ. წლის მერე მოხდება, ჩვენი გალაქტიკა საბოლოოდ შთანთქავს მას.

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 ვების სახელობის ინფრაწითელი დიაპაზონის ტელესკოპისგან, რომელმაც მუშაობა უკვე დაიწყო (ყველაფერი გალაქტიკების შესახებ).