आकाशगंगाओं के प्रकार। आकाशगंगाओं के मुख्य प्रकार और उनकी विशिष्ट विशेषताएं

तीन मुख्य प्रकार की आकाशगंगाएँ हैं: सर्पिल, अण्डाकार और अनियमित। पूर्व में शामिल हैं, उदाहरण के लिए, मिल्की वे और एंड्रोमेडा। केंद्र में वस्तुएं और एक ब्लैक होल है जिसके चारों ओर सितारों और डार्क मैटर का प्रभामंडल घूमता है। कोर से शस्त्र शाखा। सर्पिल आकार इस तथ्य के कारण बनता है कि आकाशगंगा घूमना बंद नहीं करती है। कई प्रतिनिधियों के पास केवल एक आस्तीन है, लेकिन कुछ तीन या अधिक गिन सकते हैं।

मुख्य प्रकार की आकाशगंगाओं की विशेषताओं की तालिका

सर्पिल वाले जम्पर के साथ और बिना आते हैं। पहले प्रकार में, केंद्र को तारों की घनी पट्टी से पार किया जाता है। और दूसरा ऐसा गठन नहीं देखा गया है।

अण्डाकार आकाशगंगाओं में सबसे प्राचीन तारे हैं और नहीं पर्याप्तयुवा बनाने के लिए धूल और गैस। वे आकार में एक वृत्त, अंडाकार या सर्पिल प्रकार के सदृश हो सकते हैं, लेकिन बिना आस्तीन के।

लगभग एक चौथाई आकाशगंगाएँ अनियमित आकाशगंगाओं के समूह का प्रतिनिधित्व करती हैं। वे सर्पिल वाले से छोटे होते हैं और कभी-कभी विचित्र आकार प्रदर्शित करते हैं। उन्हें नए सितारों की उपस्थिति या पड़ोसी आकाशगंगा के साथ गुरुत्वाकर्षण संपर्क द्वारा समझाया जा सकता है। गलत लोगों में हैं।

कई गांगेय उपप्रकार भी हैं: सेफ़र्ट (तेज़ गति के साथ सर्पिल), उज्ज्वल अण्डाकार सुपरजायंट्स (दूसरों को अवशोषित), रिंग (कोर के बिना), और अन्य।

GALAXIES, "एक्सट्रैगैलेक्टिक नेबुला" या "द्वीप ब्रह्मांड", विशाल तारा प्रणालियाँ हैं जिनमें अंतरतारकीय गैस और धूल भी होती है। सौर मंडल हमारी आकाशगंगा - मिल्की वे का हिस्सा है। सभी अंतरिक्षउस सीमा तक जहां सबसे शक्तिशाली दूरबीनें प्रवेश कर सकती हैं, आकाशगंगाओं से भरी हुई है। खगोलविदों की संख्या उनमें से कम से कम एक अरब है। निकटतम आकाशगंगा हमसे लगभग 1 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। वर्ष (10 19 किमी), और दूरबीनों द्वारा पंजीकृत सबसे दूर की आकाशगंगाओं के लिए - अरबों प्रकाश वर्ष। आकाशगंगाओं का अध्ययन खगोल विज्ञान के सबसे महत्वाकांक्षी कार्यों में से एक है।

इतिहास संदर्भ।हमारे लिए सबसे चमकदार और निकटतम बाहरी आकाशगंगाएँ - मैगेलैनिक बादल - आकाश के दक्षिणी गोलार्ध में नग्न आंखों को दिखाई देती हैं और 11 वीं शताब्दी की शुरुआत में अरबों के लिए जानी जाती थीं, साथ ही उत्तरी गोलार्ध में सबसे चमकीली आकाशगंगा - एंड्रोमेडा में महान नेबुला। 1612 में जर्मन खगोलशास्त्री एस. मारियस (1570-1624) द्वारा दूरबीन की सहायता से इस नीहारिका की पुनः खोज के साथ आकाशगंगाओं, नीहारिकाओं और तारा समूहों का वैज्ञानिक अध्ययन शुरू हुआ। 17वीं और 18वीं शताब्दी में विभिन्न खगोलविदों द्वारा कई नीहारिकाओं की खोज की गई; तब उन्हें चमकदार गैस के बादल माना जाता था।

गैलेक्सी से परे स्टार सिस्टम के विचार पर पहली बार 18 वीं शताब्दी के दार्शनिकों और खगोलविदों ने चर्चा की: स्वीडन में ई। स्वीडनबॉर्ग (1688-1772), इंग्लैंड में टी। राइट (1711-1786), आई। कांट (1724- 1804) प्रशिया में, और लैम्बर्ट (1728-1777) अलसैस में और डब्ल्यू हर्शल (1738-1822) इंग्लैंड में। हालांकि, केवल 20 वीं शताब्दी की पहली तिमाही में। मुख्य रूप से अमेरिकी खगोलविदों जी. कर्टिस (1872-1942) और ई. हबल (1889-1953) के काम के कारण "द्वीप ब्रह्मांड" का अस्तित्व स्पष्ट रूप से सिद्ध हुआ था। उन्होंने साबित कर दिया कि सबसे चमकीले और इसलिए निकटतम "सफेद नेबुला" की दूरी हमारी आकाशगंगा के आकार से बहुत बड़ी है। 1924 और 1936 के बीच, हबल ने आस-पास के सिस्टम से आकाशगंगा की खोज की सीमा को माउंट विल्सन वेधशाला में 2.5-मीटर दूरबीन की सीमा तक धकेल दिया, अर्थात। कई सौ मिलियन प्रकाश वर्ष तक।

1929 में, हबल ने आकाशगंगा से दूरी और उसकी गति के बीच संबंध की खोज की। यह संबंध, हबल का नियम, आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान का अवलोकन आधार बन गया है। द्वितीय विश्व युद्ध की समाप्ति के बाद, इलेक्ट्रॉनिक प्रकाश एम्पलीफायरों, स्वचालित मापने वाली मशीनों और कंप्यूटरों के साथ नए बड़े दूरबीनों की मदद से आकाशगंगाओं का सक्रिय अध्ययन शुरू हुआ। हमारी और अन्य आकाशगंगाओं से रेडियो उत्सर्जन का पता लगाने ने दिया है नया मौकाब्रह्मांड का अध्ययन करने के लिए और आकाशगंगाओं के नाभिक में रेडियो आकाशगंगाओं, क्वासर और गतिविधि की अन्य अभिव्यक्तियों की खोज के लिए नेतृत्व किया। भूभौतिकीय रॉकेटों और उपग्रहों से अतिरिक्त-वायुमंडलीय टिप्पणियों ने सक्रिय आकाशगंगाओं के नाभिक और आकाशगंगाओं के समूहों से एक्स-रे उत्सर्जन का पता लगाना संभव बना दिया।

चावल। 1. हबल के अनुसार आकाशगंगाओं का वर्गीकरण

"नेबुला" की पहली सूची 1782 में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री सी. मेसियर (1730-1817) द्वारा प्रकाशित की गई थी। इस सूची में हमारी गैलेक्सी में स्टार क्लस्टर और गैसीय नीहारिकाएं, साथ ही एक्सट्रैगैलेक्टिक ऑब्जेक्ट दोनों शामिल हैं। मेसियर ऑब्जेक्ट नंबर आज भी उपयोग में हैं; उदाहरण के लिए, मेसियर 31 (एम 31) प्रसिद्ध एंड्रोमेडा नेबुला है, जो नक्षत्र एंड्रोमेडा में देखी गई निकटतम बड़ी आकाशगंगा है।

1783 में डब्ल्यू. हर्शल द्वारा शुरू किए गए आकाश के एक व्यवस्थित सर्वेक्षण ने उन्हें उत्तरी आकाश में कई हज़ार नीहारिकाओं की खोज की ओर अग्रसर किया। यह काम उनके बेटे जे. हर्शल (1792-1871) ने जारी रखा, जिन्होंने केप ऑफ गुड होप (1834-1838) में दक्षिणी गोलार्ध में अवलोकन किया और 1864 में प्रकाशित किया। सामान्य निर्देशिका 5 हजार निहारिका और तारा समूह। 19वीं सदी के उत्तरार्ध में इन वस्तुओं में नई खोजी गई वस्तुओं को जोड़ा गया, और जे। ड्रेयर (1852-1926) ने 1888 में प्रकाशित किया नई साझा निर्देशिका (नई सामान्य सूची - एनजीसी), 7814 वस्तुओं सहित। 1895 और 1908 में दो अतिरिक्त के प्रकाशन के साथ निर्देशिका-सूचकांक(आईसी) खोजे गए नीहारिकाओं और तारा समूहों की संख्या 13 हजार से अधिक हो गई। एनजीसी और आईसी कैटलॉग के अनुसार पदनाम तब से आम तौर पर स्वीकार किए जाते हैं। तो, एंड्रोमेडा नेबुला को या तो एम 31 या एनजीसी 224 नामित किया गया है। आकाश के एक फोटोग्राफिक सर्वेक्षण के आधार पर, 13 वीं परिमाण की तुलना में 1249 आकाशगंगाओं की एक अलग सूची, हार्वर्ड वेधशाला से एच। शेपली और ए। एम्स द्वारा संकलित की गई थी। 1932.

इस काम को पहले (1964), दूसरे (1976) और तीसरे (1991) संस्करणों द्वारा काफी हद तक विस्तारित किया गया है। चमकदार आकाशगंगाओं की संदर्भ सूचीकर्मचारियों के साथ जे. डी वौकौलर्स। फोटोग्राफिक आकाश सर्वेक्षण प्लेटों को देखने के आधार पर अधिक व्यापक, लेकिन कम विस्तृत कैटलॉग 1960 के दशक में संयुक्त राज्य अमेरिका में एफ। ज़्विकी (1898-1974) और यूएसएसआर में बीए वोरोत्सोव-वेल्यामिनोव (1904-1994) द्वारा प्रकाशित किए गए थे। उनमें लगभग होते हैं। 15वीं परिमाण तक 30 हजार आकाशगंगाएँ। दक्षिणी आकाश का एक समान सर्वेक्षण हाल ही में चिली में यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला के 1-मीटर श्मिट कैमरे और ऑस्ट्रेलिया में ब्रिटिश 1.2-मीटर श्मिट कैमरे का उपयोग करके पूरा किया गया था।

उनकी सूची बनाने के लिए 15 वीं परिमाण की तुलना में बहुत अधिक आकाशगंगाएँ हैं। 1967 में, लिक ऑब्जर्वेटरी के 50-सेमी एस्ट्रोग्राफ की प्लेटों पर सी. शीन और के. वर्टेनेन द्वारा परिमाण 19 (गिरावट 20 के उत्तर में) से अधिक चमकीली आकाशगंगाओं की गिनती के परिणाम प्रकाशित किए गए थे। ऐसी आकाशगंगाएँ लगभग निकलीं। 2 मिलियन, उन लोगों की गिनती नहीं करते जो आकाशगंगा की चौड़ी धूल वाली गली से हमसे छिपे हुए हैं। और 1936 में वापस, माउंट विल्सन ऑब्जर्वेटरी में हबल ने आकाशीय क्षेत्र (गिरावट 30 के उत्तर में) पर समान रूप से वितरित कई छोटे क्षेत्रों में 21 वीं परिमाण तक आकाशगंगाओं की संख्या की गणना की। इन आंकड़ों के अनुसार, पूरे आकाश में 21वीं परिमाण से अधिक चमकीली 20 मिलियन से अधिक आकाशगंगाएँ हैं।

वर्गीकरण।विभिन्न आकार, आकार और चमक की आकाशगंगाएं हैं; उनमें से कुछ अलग-थलग हैं, लेकिन अधिकांश के पास पड़ोसी या उपग्रह हैं जो उन पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डालते हैं। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाएँ शांत होती हैं, लेकिन सक्रिय अक्सर पाई जाती हैं। 1925 में, हबल ने आकाशगंगाओं के वर्गीकरण का प्रस्ताव उनके आधार पर रखा दिखावट. बाद में इसे हबल और शेपली द्वारा परिष्कृत किया गया, फिर सैंडेज द्वारा, और अंत में वौकोलेउर द्वारा। इसमें सभी आकाशगंगाएँ 4 प्रकारों में विभाजित हैं: अण्डाकार, लेंटिकुलर, सर्पिल और अनियमित।

दीर्घ वृत्ताकार(इ) आकाशगंगाओं में तीक्ष्ण सीमाओं और स्पष्ट विवरण के बिना तस्वीरों में दीर्घवृत्त का आकार होता है। इनकी चमक केंद्र की ओर बढ़ती है। ये पुराने तारों से बने घूर्णन वाले दीर्घवृत्त हैं; उनका स्पष्ट आकार प्रेक्षक की दृष्टि की रेखा के उन्मुखीकरण पर निर्भर करता है। जब किनारे से देखा जाता है, तो दीर्घवृत्त की छोटी और लंबी कुल्हाड़ियों की लंबाई का अनुपात  5/10 (निरूपित) तक पहुंच जाता है ई5).

चावल। 2 अण्डाकार आकाशगंगा ESO 325-G004

लैंटिक्यूलर(लीया एस 0) आकाशगंगाएं अण्डाकार के समान होती हैं, लेकिन, गोलाकार घटक के अलावा, उनके पास एक पतली, तेजी से घूमने वाली भूमध्यरेखीय डिस्क होती है, कभी-कभी शनि के छल्ले जैसी अंगूठी जैसी संरचनाएं होती हैं। किनारे पर देखने पर, लेंटिकुलर आकाशगंगाएँ अण्डाकार आकाशगंगाओं की तुलना में अधिक संकुचित दिखती हैं: उनकी कुल्हाड़ियों का अनुपात 2/10 तक पहुँच जाता है।

चावल। 2. स्पिंडल गैलेक्सी (एनजीसी 5866), नक्षत्र ड्रेको में एक लेंटिकुलर आकाशगंगा।

कुंडली(एस) आकाशगंगाओं में भी दो घटक होते हैं - गोलाकार और सपाट, लेकिन डिस्क में अधिक या कम विकसित सर्पिल संरचना के साथ। उपप्रकारों के अनुक्रम के साथ एसए, एसबी, अनुसूचित जाति, एसडी("शुरुआती" से "देर से" सर्पिल तक), सर्पिल भुजाएँ मोटी, अधिक जटिल और कम मुड़ी हुई हो जाती हैं, और गोलाकार (केंद्रीय संघनन, या उभाड़ना) घट जाती है। एज-ऑन सर्पिल आकाशगंगाओं में सर्पिल भुजाएँ नहीं होती हैं, लेकिन आकाशगंगा के प्रकार को उभार और डिस्क की सापेक्ष चमक से निर्धारित किया जा सकता है।

चावल। 2.एक सर्पिल आकाशगंगा का एक उदाहरण, पिनव्हील आकाशगंगा (मेसियर सूची 101 या NGC 5457)

गलत(मैं) आकाशगंगाएँ दो मुख्य प्रकार की होती हैं: मैगेलैनिक प्रकार, अर्थात्। मैगेलैनिक बादलों के प्रकार, सर्पिलों के क्रम को जारी रखते हुए एसएमइससे पहले मैं हूँ, और गैर मैगेलैनिक प्रकार मैं 0, जिसमें गोलाकार या डिस्क संरचना जैसे लेंटिकुलर या प्रारंभिक सर्पिल संरचना पर अराजक अंधेरे धूल गलियां हैं।

चावल। 2.एनजीसी 1427ए अनियमित आकाशगंगा का एक उदाहरण है।

प्रकार लीतथा एसकेंद्र से गुजरने वाली और डिस्क को प्रतिच्छेद करने वाली एक रैखिक संरचना की उपस्थिति या अनुपस्थिति के आधार पर दो परिवारों और दो प्रजातियों में विभाजित हैं ( छड़), साथ ही एक केंद्रीय सममित अंगूठी।

चावल। 2.आकाशगंगा आकाशगंगा का कंप्यूटर मॉडल।

चावल। 1. NGC 1300, एक वर्जित सर्पिल आकाशगंगा का एक उदाहरण।

चावल। 1. आकाशगंगाओं का त्रि-आयामी वर्गीकरण. मुख्य प्रकार: ई, एल, एस, आईसे श्रृंखला में हैं इइससे पहले मैं हूँ; सामान्य परिवार एऔर पार किया बी; मेहरबान एसतथा आर. नीचे दिए गए वृत्ताकार आरेख सर्पिल और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं के क्षेत्र में मुख्य विन्यास का एक क्रॉस-सेक्शन हैं।

चावल। 2. बुनियादी परिवार और सर्पिल के प्रकारक्षेत्र में मुख्य विन्यास के खंड पर एसबी.

महीन रूपात्मक विवरणों के आधार पर आकाशगंगाओं के लिए अन्य वर्गीकरण योजनाएं हैं, लेकिन फोटोमेट्रिक, कीनेमेटिक और रेडियो माप पर आधारित एक उद्देश्य वर्गीकरण अभी तक विकसित नहीं हुआ है।

मिश्रण. दो संरचनात्मक घटक - एक गोलाकार और एक डिस्क - जर्मन खगोलशास्त्री डब्ल्यू बाडे (1893-1960) द्वारा 1944 में खोजी गई आकाशगंगाओं की तारकीय आबादी में अंतर को दर्शाते हैं।

जनसंख्या I, अनियमित आकाशगंगाओं और सर्पिल भुजाओं में मौजूद, नीले रंग के दिग्गज और वर्णक्रमीय प्रकार O और B के सुपरजायंट, K और M वर्ग के लाल सुपरजायंट, और आयनित हाइड्रोजन के उज्ज्वल क्षेत्रों के साथ इंटरस्टेलर गैस और धूल शामिल हैं। इसमें कम द्रव्यमान वाले मुख्य-अनुक्रम तारे भी शामिल हैं जो सूर्य के पास दिखाई देते हैं, लेकिन दूर की आकाशगंगाओं में अप्रभेद्य हैं।

जनसंख्या II, अण्डाकार और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं के साथ-साथ सर्पिलों के मध्य क्षेत्रों में और गोलाकार समूहों में मौजूद है, इसमें G5 से K5 वर्ग, सबजायंट्स और संभवत: उप-बौनों तक के लाल दिग्गज शामिल हैं; इसमें ग्रहीय नीहारिकाएं और नोवा के विस्फोट शामिल हैं (चित्र 3)। अंजीर पर। चित्र 4 सितारों के वर्णक्रमीय वर्गों (या रंग) और विभिन्न आबादी में उनकी चमक के बीच संबंध को दर्शाता है।

चावल। 3. स्टार आबादी. सर्पिल आकाशगंगा एंड्रोमेडा नेबुला की एक तस्वीर से पता चलता है कि जनसंख्या I के नीले दिग्गज और सुपरजाइंट्स इसकी डिस्क में केंद्रित हैं, और मध्य भाग में जनसंख्या II के लाल तारे हैं। एंड्रोमेडा नेबुला के उपग्रह भी दिखाई दे रहे हैं: आकाशगंगा NGC 205 ( तल पर) और एम 32 ( बाएं से बाएं) इस तस्वीर में सबसे चमकीले तारे हमारी आकाशगंगा के हैं।

चावल। 4. हर्ट्ज़प्रंग-रसेल आरेख, जो विभिन्न प्रकार के तारों के लिए वर्णक्रमीय प्रकार (या रंग) और चमक के बीच संबंध को दर्शाता है। I: जनसंख्या I युवा सितारे सर्पिल भुजाओं के विशिष्ट हैं। II: वृद्ध सितारे जनसंख्या I; III: पुरानी जनसंख्या II तारे, गोलाकार समूहों और अण्डाकार आकाशगंगाओं के विशिष्ट।

प्रारंभ में, अण्डाकार आकाशगंगाओं को केवल जनसंख्या II और अनियमित आकाशगंगाओं में केवल जनसंख्या I शामिल माना जाता था। हालांकि, यह पता चला कि आकाशगंगाओं में आमतौर पर अलग-अलग अनुपात में दो तारकीय आबादी का मिश्रण होता है। एक विस्तृत जनसंख्या विश्लेषण केवल कुछ आस-पास की आकाशगंगाओं के लिए संभव है, लेकिन दूर के सिस्टम के रंग और स्पेक्ट्रम के मापन से पता चलता है कि उनकी तारकीय आबादी में अंतर बाडे के विचार से अधिक महत्वपूर्ण हो सकता है।

दूरी. दूर की आकाशगंगाओं की दूरी का मापन हमारी आकाशगंगा के तारों से पूर्ण दूरी के पैमाने पर आधारित है। इसे कई तरह से स्थापित किया जाता है। सबसे मौलिक त्रिकोणमितीय लंबन की विधि है, जो 300 sv की दूरी तक संचालित होती है। वर्षों। अन्य विधियां अप्रत्यक्ष और सांख्यिकीय हैं; वे उचित गति, रेडियल वेग, चमक, रंग और सितारों के स्पेक्ट्रम के अध्ययन पर आधारित हैं। उनके आधार पर, आरआर लाइरा प्रकार के नए और चर के पूर्ण मूल्य और  सेफियस, जो निकटतम आकाशगंगाओं के लिए दूरी के प्राथमिक संकेतक बन जाते हैं जहां वे दिखाई दे रहे हैं। इन आकाशगंगाओं के गोलाकार समूह, सबसे चमकीले तारे और उत्सर्जन नीहारिकाएं द्वितीयक संकेतक बन जाती हैं और अधिक दूर की आकाशगंगाओं की दूरी निर्धारित करना संभव बनाती हैं। अंत में, आकाशगंगाओं के व्यास और चमक को तृतीयक संकेतक के रूप में उपयोग किया जाता है। दूरी की माप के रूप में, खगोलविद आमतौर पर किसी वस्तु के स्पष्ट परिमाण के बीच के अंतर का उपयोग करते हैं एमऔर इसका पूर्ण परिमाण एम; यह मान ( एम-एम) को "स्पष्ट दूरी मापांक" कहा जाता है। सही दूरी जानने के लिए, इसे इंटरस्टेलर डस्ट द्वारा प्रकाश अवशोषण के लिए सही किया जाना चाहिए। इस मामले में, त्रुटि आमतौर पर 10-20% तक पहुंच जाती है।

एक्सट्रैगैलेक्टिक दूरी के पैमाने को समय-समय पर संशोधित किया जाता है, जिसका अर्थ है कि दूरी पर निर्भर आकाशगंगाओं के अन्य पैरामीटर भी बदलते हैं। तालिका में। 1 आज आकाशगंगाओं के निकटतम समूहों के लिए सबसे सटीक दूरी दिखाता है। अरबों प्रकाश वर्ष दूर अधिक दूर की आकाशगंगाओं के लिए, उनकी रेडशिफ्ट द्वारा कम सटीकता के साथ दूरियों का अनुमान लगाया जाता है ( नीचे देखें: रेडशिफ्ट की प्रकृति)।

चमक।आकाशगंगा की सतह की चमक को मापने से प्रति इकाई क्षेत्र में उसके तारों की कुल चमक मिलती है। केंद्र से दूरी के साथ सतह की चमक में परिवर्तन आकाशगंगा की संरचना की विशेषता है। अण्डाकार प्रणालियों, सबसे नियमित और सममित के रूप में, दूसरों की तुलना में अधिक विस्तार से अध्ययन किया गया है; सामान्य तौर पर, उन्हें एक एकल चमकदार कानून (चित्र 5,) द्वारा वर्णित किया जाता है। एक):

चावल। 5. आकाशगंगाओं का प्रकाश वितरण. एक- अण्डाकार आकाशगंगाएँ (दिखाया गया है कि कम त्रिज्या की चौथी जड़ के आधार पर सतह की चमक का लघुगणक है ( आर/आरई) 1/4 , जहां आरकेंद्र से दूरी है, और आरई प्रभावी त्रिज्या है जिसमें आकाशगंगा की कुल चमक का आधा हिस्सा है); बी- लेंटिकुलर गैलेक्सी एनजीसी 1553; में- तीन सामान्य सर्पिल आकाशगंगाएँ(प्रत्येक पंक्ति का बाहरी भाग सीधा है, जो दूरी पर चमक की घातीय निर्भरता को इंगित करता है)।

लेंटिकुलर सिस्टम पर डेटा इतना पूरा नहीं है। उनकी चमक प्रोफाइल (चित्र 5, बी) अण्डाकार आकाशगंगाओं के प्रोफाइल से भिन्न हैं और इसके तीन मुख्य क्षेत्र हैं: कोर, लेंस और लिफाफा। ये प्रणालियाँ अण्डाकार और सर्पिल प्रणालियों के बीच मध्यवर्ती प्रतीत होती हैं।

सर्पिल बहुत विविध हैं, उनकी संरचना जटिल है, और उनकी चमक के वितरण के लिए कोई एकल कानून नहीं है। हालांकि, ऐसा लगता है कि कोर से दूर सरल सर्पिल में, डिस्क की सतह की चमक परिधि की ओर तेजी से घट जाती है। माप से पता चलता है कि सर्पिल भुजाओं की चमक उतनी अधिक नहीं है जितनी आकाशगंगाओं की तस्वीरों को देखते समय लगती है। हथियार नीली किरणों में डिस्क की चमक में 20% से अधिक नहीं जोड़ते हैं और लाल वाले में बहुत कम होते हैं। उभार से चमक में योगदान कम हो जाता है एसएप्रति एसडी(चित्र 5, में).

आकाशगंगा के स्पष्ट परिमाण को मापने के द्वारा एमऔर इसकी दूरी मापांक निर्धारित करना ( एम-एम), निरपेक्ष मान की गणना करें एम. क्वासर को छोड़कर सबसे चमकीली आकाशगंगाएँ, एम-22, यानी। उनकी चमक सूर्य की तुलना में लगभग 100 अरब गुना अधिक है। और सबसे छोटी आकाशगंगा एम 10, यानी चमक लगभग। 10 6 सौर। द्वारा आकाशगंगाओं की संख्या का वितरण एम, जिसे "चमकदार कार्य" कहा जाता है, - महत्वपूर्ण विशेषताब्रह्मांड की गांगेय आबादी, लेकिन इसे सटीक रूप से निर्धारित करना आसान नहीं है।

एक निश्चित सीमित दृश्य परिमाण तक चुनी गई आकाशगंगाओं के लिए, प्रत्येक प्रकार का चमकीलापन कार्य . से अलग होता है इइससे पहले अनुसूचित जातिनीली किरणों में औसत निरपेक्ष मान के साथ लगभग गाऊसी (घंटी के आकार का) एम एम= 18.5 और परिक्षेपण 0.8 (चित्र 6)। लेकिन देर से आने वाली आकाशगंगाएँ एसडीइससे पहले मैं हूँऔर अण्डाकार बौने कमजोर होते हैं।

अंतरिक्ष के दिए गए आयतन में आकाशगंगाओं के एक पूर्ण नमूने के लिए, उदाहरण के लिए, एक क्लस्टर में, चमक कम होने के साथ चमक का कार्य तेजी से बढ़ता है, अर्थात। बौनी आकाशगंगाओं की संख्या विशाल आकाशगंगाओं की संख्या से कई गुना अधिक है।

चावल। 6. आकाशगंगा चमक समारोह. एक- नमूना कुछ सीमित दृश्य मूल्य से उज्जवल है; बीअंतरिक्ष की एक निश्चित बड़ी मात्रा में एक पूर्ण नमूना है। बौने प्रणालियों के विशाल बहुमत पर ध्यान दें एमबी< -16.

आकार. चूंकि आकाशगंगाओं का तारकीय घनत्व और चमक धीरे-धीरे बाहर की ओर गिरती है, उनके आकार का प्रश्न वास्तव में दूरबीन की क्षमताओं पर निर्भर करता है, रात की चमक की पृष्ठभूमि के खिलाफ आकाशगंगा के बाहरी क्षेत्रों की धुंधली चमक को अलग करने की क्षमता पर। आकाश। आधुनिक तकनीक आकाश की चमक के 1% से कम की चमक के साथ आकाशगंगाओं के क्षेत्रों को पंजीकृत करना संभव बनाती है; यह आकाशगंगाओं के नाभिकों की चमक से लगभग दस लाख गुना कम है। इस आइसोफोट (समान चमक की रेखाएं) के अनुसार, आकाशगंगाओं के व्यास बौने प्रणालियों में कई हजार प्रकाश-वर्ष से लेकर विशाल में सैकड़ों हजारों तक होते हैं। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाओं के व्यास उनकी पूर्ण चमक के साथ अच्छी तरह से संबंध रखते हैं।

वर्णक्रमीय वर्ग और रंग।आकाशगंगा का पहला स्पेक्ट्रोग्राम - एंड्रोमेडा नेबुला, 1899 में जे। स्कीनर (1858-1913) द्वारा पॉट्सडैम वेधशाला में प्राप्त किया गया था, इसकी अवशोषण लाइनों के साथ सूर्य के स्पेक्ट्रम जैसा दिखता है। आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा का व्यापक अध्ययन कम फैलाव (200-400 / मिमी) के साथ "तेज" स्पेक्ट्रोग्राफ के निर्माण के साथ शुरू हुआ; बाद में, इलेक्ट्रॉनिक इमेज इंटेंसिफायर्स के उपयोग ने फैलाव को 20-100/मिमी तक बढ़ाना संभव बना दिया। यरकेस वेधशाला में मॉर्गन की टिप्पणियों से पता चला है कि आकाशगंगाओं की जटिल तारकीय संरचना के बावजूद, उनका स्पेक्ट्रा आमतौर पर एक निश्चित वर्ग के सितारों के स्पेक्ट्रा के करीब होता है। एइससे पहले क, और आकाशगंगा के स्पेक्ट्रम और रूपात्मक प्रकार के बीच एक ध्यान देने योग्य संबंध है। एक नियम के रूप में, वर्ग स्पेक्ट्रम एअनियमित आकाशगंगाएँ हैं मैं हूँऔर सर्पिल एसएमतथा एसडी. वर्ग स्पेक्ट्रा ए एफसर्पिल पर एसडीतथा अनुसूचित जाति. इससे स्थानांतरित करें अनुसूचित जातिप्रति एसबीसे स्पेक्ट्रम में बदलाव के साथ एफप्रति एफ-जी, और सर्पिल एसबीतथा एसए, लेंटिकुलर और अण्डाकार प्रणालियों में स्पेक्ट्रा होता है जीतथा क. सच है, बाद में यह पता चला कि वर्णक्रमीय प्रकार की आकाशगंगाओं का विकिरण एवास्तव में वर्णक्रमीय वर्गों के विशाल सितारों से प्रकाश का मिश्रण होता है बीतथा क.

अवशोषण रेखाओं के अलावा, कई आकाशगंगाएँ उत्सर्जन रेखाएँ दिखाती हैं, जैसे उत्सर्जन नीहारिकाएँ। आकाशगंगा. आमतौर पर ये बामर श्रेणी की हाइड्रोजन रेखाएँ होती हैं, उदाहरण के लिए, H  पर  6563, आयनित नाइट्रोजन (एन II) के दोगुने पर  6548 और 6583 और सल्फर (एस II) पर  6717 और 6731, आयनित ऑक्सीजन (O II) पर  3726 और 3729 और दोगुना आयनित ऑक्सीजन (O III) पर  4959 और 5007। उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता आमतौर पर आकाशगंगाओं की डिस्क में गैस और सुपरजाइंट सितारों की मात्रा के साथ सहसंबद्ध होती है: ये रेखाएं अण्डाकार और लेंटिकुलर आकाशगंगाओं में अनुपस्थित या बहुत कमजोर होती हैं, लेकिन सर्पिल और अनियमित में वृद्धि होती है - से एसएप्रति मैं हूँ. इसके अलावा, हाइड्रोजन (एन, ओ, एस) से भारी तत्वों की उत्सर्जन लाइनों की तीव्रता और, शायद, इन तत्वों की सापेक्ष बहुतायत कोर से डिस्क आकाशगंगाओं की परिधि तक घट जाती है। कुछ आकाशगंगाओं के कोर में असामान्य रूप से मजबूत उत्सर्जन रेखाएं होती हैं। 1943 में, के. सीफर्ट ने एक विशेष प्रकार की आकाशगंगाओं की खोज की, जिनके नाभिक में हाइड्रोजन की बहुत व्यापक रेखाएँ होती हैं, जो उनकी उच्च गतिविधि का संकेत देती हैं। इन नाभिकों की चमक और उनके स्पेक्ट्रम समय के साथ बदलते हैं। सामान्य तौर पर, सेफ़र्ट आकाशगंगाओं के नाभिक क्वासर के समान होते हैं, हालांकि उतने शक्तिशाली नहीं होते हैं।

आकाशगंगाओं के रूपात्मक अनुक्रम के साथ, उनके रंग का अभिन्न सूचकांक बदल जाता है ( बी-वी), अर्थात। नीले रंग में आकाशगंगा के परिमाण के बीच का अंतर बीऔर पीला वीकिरणें। औसतमुख्य प्रकार की आकाशगंगाओं के रंग इस प्रकार हैं:

इस पैमाने पर, 0.0 से मेल खाती है सफेद रंग, 0.5 - पीला, 1.0 - लाल।

विस्तृत फोटोमेट्री के साथ, यह आमतौर पर पता चलता है कि आकाशगंगा का रंग कोर से किनारे तक बदलता है, जो तारकीय संरचना में बदलाव का संकेत देता है। अधिकांश आकाशगंगाएं कोर की तुलना में बाहरी क्षेत्रों में अधिक धुंधली होती हैं; यह अण्डाकार की तुलना में सर्पिलों में बहुत अधिक ध्यान देने योग्य है, क्योंकि उनके डिस्क में कई युवा नीले तारे होते हैं। अनियमित आकाशगंगाएं, आमतौर पर एक नाभिक से रहित होती हैं, अक्सर केंद्र में किनारे की तुलना में अधिक धुंधली होती हैं।

घूर्णन और द्रव्यमान।केंद्र से गुजरने वाली धुरी के चारों ओर आकाशगंगा के घूमने से इसके स्पेक्ट्रम में रेखाओं की तरंग दैर्ध्य में परिवर्तन होता है: आकाशगंगा के क्षेत्रों से हमारे पास आने वाली रेखाएँ स्पेक्ट्रम के बैंगनी भाग में स्थानांतरित हो जाती हैं, और घटती हुई रेखा से। क्षेत्रों - लाल करने के लिए (चित्र। 7)। डॉप्लर सूत्र के अनुसार रेखा की तरंगदैर्घ्य में आपेक्षिक परिवर्तन होता है  / = वी आर /सी, कहाँ पे सीप्रकाश की गति है, और वी आररेडियल वेग है, अर्थात। दृष्टि की रेखा के साथ स्रोत वेग घटक। आकाशगंगाओं के केंद्रों के चारों ओर सितारों की क्रांति की अवधि सैकड़ों करोड़ वर्ष है, और उनकी कक्षीय गति की गति 300 किमी/सेकेंड तक पहुंच जाती है। आमतौर पर डिस्क रोटेशन की गति अपने अधिकतम मूल्य तक पहुँच जाती है ( वी एम) केंद्र से कुछ दूरी पर ( आर एम), और फिर घट जाती है (चित्र 8)। हमारी आकाशगंगा वी एम= 230 किमी/सेक दूरी पर आर एम= 40 हजार सेंट। केंद्र से वर्ष:

चावल। 7. आकाशगंगा की वर्णक्रमीय रेखाएं, अक्ष के चारों ओर घूमना एन, जब स्पेक्ट्रोग्राफ भट्ठा अक्ष के साथ उन्मुख होता है अब. आकाशगंगा के घटते किनारे से एक रेखा ( बी) लाल पक्ष (R) की ओर विक्षेपित होता है, और निकटवर्ती किनारे से ( एक) पराबैंगनी (यूवी) के लिए।

चावल। 8. आकाशगंगा घूर्णन वक्र. घूर्णन गति वी r अपने अधिकतम मान तक पहुँच जाता है वीदूरी में एम आरएम आकाशगंगा के केंद्र से और फिर धीरे-धीरे घटती जाती है।

आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा में अवशोषण रेखाएँ और उत्सर्जन रेखाएँ समान आकार की होती हैं, इसलिए, डिस्क में तारे और गैस एक ही दिशा में समान गति से घूमते हैं। जब, डिस्क में धूल भरी गलियों के स्थान से, यह समझना संभव है कि आकाशगंगा का कौन सा किनारा हमारे करीब है, तो हम सर्पिल भुजाओं के मुड़ने की दिशा का पता लगा सकते हैं: सभी अध्ययन की गई आकाशगंगाओं में वे पिछड़ रही हैं , अर्थात्, केंद्र से दूर जाने पर, भुजा बगल की ओर झुक जाती है, विपरीत दिशारोटेशन।

घूर्णन वक्र का विश्लेषण आकाशगंगा के द्रव्यमान को निर्धारित करना संभव बनाता है। सबसे सरल मामले में, गुरुत्वाकर्षण बल को केन्द्रापसारक बल के बराबर करते हुए, हम स्टार की कक्षा के अंदर आकाशगंगा का द्रव्यमान प्राप्त करते हैं: एम = आरवी आर 2 /जी, कहाँ पे जीगुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है। परिधीय तारों की गति के विश्लेषण से कुल द्रव्यमान का अनुमान लगाना संभव हो जाता है। हमारी गैलेक्सी का द्रव्यमान लगभग है। 210 11 सौर द्रव्यमान, एंड्रोमेडा नेबुला 410 11 के लिए, बड़े मैगेलैनिक बादल के लिए - 1510 9। डिस्क आकाशगंगाओं का द्रव्यमान उनकी चमक के लगभग समानुपाती होता है ( ली), तो अनुपात एम / एलउनके पास लगभग समान है और नीली किरणों में चमक के बराबर है एम / एल 5 सूर्य के द्रव्यमान और चमक की इकाइयों में।

एक गोलाकार आकाशगंगा के द्रव्यमान का अनुमान उसी तरह लगाया जा सकता है, डिस्क रोटेशन की गति के बजाय आकाशगंगा में सितारों की अराजक गति की गति (  वी), जिसे वर्णक्रमीय रेखाओं की चौड़ाई से मापा जाता है और इसे वेग फैलाव कहा जाता है: एम  आर वी 2 /जी, कहाँ पे आरआकाशगंगा त्रिज्या (वायरल प्रमेय) है। अण्डाकार आकाशगंगाओं में तारों का वेग फैलाव आमतौर पर 50 से 300 किमी/सेकेंड तक होता है, और द्रव्यमान बौने प्रणालियों में 10 9 सौर द्रव्यमान से लेकर विशाल में 10 12 तक होते हैं।

रेडियो उत्सर्जनमिल्की वे की खोज के. जान्स्की ने 1931 में की थी। मिल्की वे का पहला रेडियो मैप 1945 में जी. रेबर द्वारा प्राप्त किया गया था। यह विकिरण तरंग दैर्ध्य की एक विस्तृत श्रृंखला में आता है।  या आवृत्तियों  = सी/ , कई मेगाहर्ट्ज़ से (  100 मीटर) दसियों गीगाहर्ट्ज़ तक (  1 सेमी), और इसे "निरंतर" कहा जाता है। इसके लिए कई भौतिक प्रक्रियाएं जिम्मेदार हैं, जिनमें से सबसे महत्वपूर्ण इंटरस्टेलर इलेक्ट्रॉनों का सिंक्रोट्रॉन विकिरण है जो एक कमजोर इंटरस्टेलर चुंबकीय क्षेत्र में प्रकाश की गति से लगभग गति करता है। 1950 में, एंड्रोमेडा नेबुला से आर. ब्राउन और सी. हैज़र्ड (जोड्रेल बैंक, इंग्लैंड) द्वारा 1.9 मीटर की तरंग दैर्ध्य पर निरंतर विकिरण की खोज की गई, और फिर कई अन्य आकाशगंगाओं से। हमारी या एम 31 जैसी सामान्य आकाशगंगाएं रेडियो तरंगों के कमजोर स्रोत हैं। वे रेडियो रेंज में अपनी ऑप्टिकल शक्ति का मुश्किल से दस लाखवां हिस्सा विकीर्ण करते हैं। लेकिन कुछ असामान्य आकाशगंगाओं में यह विकिरण अधिक प्रबल होता है। निकटतम "रेडियो आकाशगंगा" कन्या ए (एम 87), सेंटौर ए (एनजीसी 5128) और पर्सियस ए (एनजीसी 1275) में ऑप्टिकल के 10-4 10-3 की रेडियो चमक है। और दुर्लभ वस्तुओं के लिए, जैसे कि सिग्नस ए रेडियो आकाशगंगा, यह अनुपात एकता के करीब है। इस शक्तिशाली रेडियो स्रोत की खोज के कुछ साल बाद ही इससे जुड़ी एक धुंधली आकाशगंगा का पता लगाना संभव हो पाया। कई कमजोर रेडियो स्रोत, शायद दूर की आकाशगंगाओं से जुड़े हुए हैं, अभी तक ऑप्टिकल वस्तुओं के साथ पहचाने नहीं गए हैं।

इसके अलावा NEOCP पृष्ठ से, निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह 2012 PW की पुष्टिकरण टिप्पणियों को बनाया गया था, टिप्पणियों को MPEC 2012-P19 में प्रकाशित किया गया था। और जुलाई में ISON-Kislovodsk वेधशाला में एक नए क्षुद्रग्रह सर्वेक्षण के हिस्से के रूप में खोजे गए कई क्षुद्रग्रहों के लिए एस्ट्रोमेट्री प्राप्त की गई थी।

06/18/12 * 16-17 जून की रात को, ट्रांसनेप्च्यून (5145) फोलस द्वारा तारे 12.7 मीटर के गूढ़ता का निरीक्षण करने का प्रयास किया गया था, बैंड अनिश्चितता काफी बड़ी थी, और मनोगत दर्ज नहीं किया जा सका। दो नए निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रहों 2012 LE11 और 2012 LF11 के सफल अवलोकन भी किए गए, टिप्पणियों के परिणाम एमपीईसी 2012-एम06 और एमपीईसी 2012-एम07 में प्रकाशित हुए हैं।

06/13/12 * कल रात हाल ही में खोजे गए धूमकेतु C/2012 K5 (LINEAR) और C/2012 L3 (LINEAR) देखे गए।

05/27/12 * इस रात मैं विशेष रूप से वेधशाला में निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह 2012KP24 का निरीक्षण करने के लिए निकला था। 20 मीटर व्यास वाला एक क्षुद्रग्रह 28 मई को 50,000 किमी की दूरी पर हमारे ग्रह के पास पहुंचना चाहिए, जबकि इसका परिमाण लगभग 12 मीटर है और यह एक घंटे में लगभग एक डिग्री आकाश में घूम रहा है। के लिए एस्ट्रोमेट्री और फोटोमेट्री नया धूमकेतु C / 2012 K1 (PANSTARRS), जो 2014 में नग्न आंखों से अवलोकन के लिए उपलब्ध हो सकता है।

05/11/12 * छोटी चमकदार रातें शुरू होती हैं। कल रात केवल 4 धूमकेतु देखे गए।

04/29/12 * 26 और 27 अप्रैल को, अन्य 6 धूमकेतुओं के लिए सीसीडी अवलोकन प्राप्त किए गए, धूमकेतु सी/2011 यूएफ305 (लिनियर) को भी दृष्टिगत रूप से देखा गया। इसके अलावा, 25 अप्रैल को इंटरेक्टिंग गैलेक्सी यूजीसी 8335 सीबीईटी 3096 में खोजे गए सुपरनोवा 2012 के लिए एक पुष्टिकरण अवलोकन किया गया था। 1.4LD तक पृथ्वी के दृष्टिकोण के क्षण में निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह 2012HM के लिए जटिल एस्ट्रोमेट्री का प्रदर्शन किया गया था; अवलोकन के दौरान, क्षुद्रग्रह का कोणीय वेग 105"/मिनट था, परिमाण 15.5m था, और एस्ट्रोमेट्री को करना पड़ा था एक जोरदार लम्बी ट्रैक के साथ किया जाना चाहिए।

04/25/12 * उस रात केवल धूमकेतुओं का अवलोकन किया गया था। 7 धूमकेतुओं के लिए एस्ट्रोमेट्री और फोटोमेट्री प्राप्त की गई थी, धूमकेतु C/2009 P1 (गैराड) को केवल दृष्टिगत रूप से देखा गया था।

04/14/12 * हमने पारंपरिक रूप से स्वयं द्वारा बनाए गए नए फ़ोकसर का सफलतापूर्वक परीक्षण किया।

04/13/12 * कल रात कई धूमकेतुओं पर अवलोकन सामग्री प्राप्त हुई। विशेष रूप से, धूमकेतु C/2009 P1 (गैराड) और C/2011 F1 (LINEAR) को नेत्रहीन रूप से देखना संभव था, धूमकेतु गरदा धीरे-धीरे कमजोर होने लगता है। मनाया धूमकेतु 49P/Arend-Rigaux, यह इस धूमकेतु की मेरी दूसरी बार देखी गई वापसी है! इसके अलावा, कैटालिना स्वचालित सर्वेक्षण द्वारा खोजे गए 2 नए निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रहों के लिए पुष्टिकरण एस्ट्रोमेट्री प्राप्त की गई थी: 2012 जीसी 2 और 2012 जीडी 2। टिप्पणियों को एमपीईसी 2012-जी37 और एमपीईसी 2012-जी38 में प्रकाशित किया गया है।

02/15/12 * कल रात कई और धूमकेतुओं के अवलोकन प्राप्त हुए, परिणामस्वरूप, इस चंद्रयान में 11 धूमकेतु पहले ही देखे जा चुके हैं। धूमकेतु 78P/Gehrels पर दृश्य डेटा प्राप्त करना संभव था, यह अभी भी 11.8m की चमक बनाए रखता है। धूमकेतु 238P/रीड को खोजने का भी प्रयास किया गया था, असफल रहा, धूमकेतु 20.5m से अधिक कमजोर है। इस वर्ष पहले दो खोज स्थल प्राप्त हुए थे, लेकिन दुर्भाग्य से, 2 बजे आकाश धुंधला था।

02/13/12 * 2 शुभ रात्रि वेधशाला में 10 और 12 फरवरी को बिताई गईं, हालांकि चंद्रमा ने अभी भी जोरदार हस्तक्षेप किया। मुख्य रूप से धूमकेतुओं का अवलोकन किया गया, 8 धूमकेतुओं पर अवलोकन सामग्री प्राप्त की गई। नए धूमकेतु C/2012 C2 (ब्रुएंजेस) का एक पुष्टिकरण अवलोकन भी किया गया था, धूमकेतु दृश्य अवलोकन के लिए उपलब्ध है और इसकी परिमाण 11.5m है। टिप्पणियों के परिणाम एमपीईसी 2012-सी44 और सीबीईटी 3019 में प्रकाशित किए गए थे।

12/28/11 * शायद 26 दिसंबर पिछले वर्ष में हमारी आखिरी शुभ रात्रि थी। कई धूमकेतु देखे गए हैं, NEO पुष्टिकरण पृष्ठ से एक निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह देखा गया है, और अवलोकन MPEC 2011-Y40 में प्रकाशित किए गए हैं।

11/21/11 * पिछली रात, हमेशा की तरह, कई धूमकेतुओं के अवलोकन किए गए, कई खोज साइटें भी प्राप्त हुईं, डेटा अभी भी संसाधित किया जा रहा है। सामान्य तौर पर, रात सभी तरह से आदर्श थी, इसका एक उदाहरण वृषभ में एम 1 नेबुला की छवि है, व्यक्तिगत फ्रेम पर सीइंग वेधशाला में सीसीडी टिप्पणियों के पूरे इतिहास के लिए एक रिकॉर्ड था, मान 1.4 तक पहुंच गया ".

11/01/11 * 21, 25, 27 और 30 अक्टूबर को वेधशाला में धूमकेतुओं का अवलोकन किया गया, साथ ही पीजीसी 2692384 और यूजीसी 12410 आकाशगंगाओं में संभावित सुपरनोवा के विस्फोट की पुष्टि की गई, के परिणाम टिप्पणियों को सीबीईटी 2891 और सीबीईटी 2887 में प्रकाशित किया गया था। क्षुद्रग्रहों और सुपरनोवा के लिए कई खोज स्थल प्राप्त किए गए हैं, लेकिन कुछ खोजे गए क्षुद्रग्रहों को छोड़कर, जो 2 या अधिक वर्षों से नहीं देखे गए हैं, कोई फायदा नहीं हुआ। सामान्य तौर पर, अक्टूबर के अंतिम दस दिन मौसम से प्रसन्न थे, बहुत अच्छी रातें थीं, कई बार समुद्र में 1.7-2 ", और देखे गए क्षुद्रग्रहों में से सबसे कमजोर 2008 FE1 में 21.2V की चमक थी!

10/19/11 * चंद्रोदय से पहले कल रात कुछ घंटे का समय था। कई धूमकेतु देखे गए हैं, साथ ही आकाशगंगा NGC7485 में एक संभावित सुपरनोवा विस्फोट का एक पुष्टिकरण अवलोकन, टिप्पणियों के परिणाम CBET 2866 में प्रकाशित किए गए थे। NEO पुष्टिकरण पृष्ठ से, एक उज्ज्वल क्षुद्रग्रह देखा गया था, लेकिन अंत में यह कक्षीय तत्वों के मामले में निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह से थोड़ा कम गिर गया।

10/03/11 * आने वाली शरद ऋतु में मौसम नहीं होता है, कल हम कुछ घंटों के अंतराल को पकड़ने में कामयाब रहे। दृष्टिगत रूप से देखे गए धूमकेतु C/2009 P1 (Garradd) और 78P/Gehrels ने CCD पर धूमकेतु 213P/Van Ness और 131P/Muler भी देखे। कई खोज साइटें प्राप्त हुईं, लेकिन इस बार कोई फायदा नहीं हुआ।

09/06/11 * 3 और 5 सितंबर को वेधशाला में धूमकेतुओं के दृश्य और सीसीडी अवलोकन किए गए। 2 नए क्षुद्रग्रहों की खोज के बारे में जानकारी की पुष्टि की गई है, जिन्हें प्रारंभिक पदनाम 2011 QN51 और 2011 QM51 प्राप्त हुए। दोनों मुख्य बेल्ट की शास्त्रीय वस्तुएं हैं।

09/01/11 * कल रात कई धूमकेतुओं के अवलोकन प्राप्त हुए। मैंने नई वस्तुओं की खोज में कुछ घंटे बिताए, पहले 2 नए क्षुद्रग्रह पाए गए थे।

08/27/11 * 24 और 26 अगस्त की दो रातों में, कई धूमकेतुओं से अवलोकन सामग्री प्राप्त की गई थी। धूमकेतु 213P/Van Ness का विखंडन संरक्षित है, यहां तक ​​कि दूसरे खंड की एस्ट्रोमेट्री बनाने में भी कामयाब रहा है। धूमकेतु C/2009 P1 (Garradd), 213P/Van Ness, और 78P/Gehrels के दृश्य अनुमान भी प्राप्त किए गए थे। चमकदार आकाशगंगा M101 में एक सुपरनोवा देखा गया है।

08/06/11 * वेधशाला में दो अद्भुत रातें बिताई गईं, कभी-कभी बहुत अच्छे वातावरण के साथ। 5-6 अगस्त की रात को, आकाश के उत्तरी क्षेत्र में उत्तरी रोशनी की चमक देखी जा सकती थी, जो कभी-कभी आकाशगंगा से भी तेज हो जाती थी, जबकि रंग भी पूरी तरह से अलग थे। दुर्भाग्य से, मेरे पास मेरा कैमरा नहीं था। मेरे लिए, हमारे अक्षांशों में इस घटना का यह पहला अवलोकन नहीं है। कई दृश्य अनुमानों सहित कई धूमकेतुओं पर अवलोकन सामग्री भी प्राप्त हुई थी और सीसीडी पर कई धूमकेतु देखे गए थे। धूमकेतु 213P/वैन नेस का विखंडन, और धूमकेतु 78P/Gehrels का अवलोकन ध्यान देने योग्य है - मैं पहले से ही इस धूमकेतु को अपने तीसरे पेरीहेलियन रिटर्न पर देख रहा हूं!

08/02/11 * अब तक की पिछली दो छोटी रातें आगामी प्रेक्षण मौसम के लिए दूरबीन के तकनीकी समायोजन पर आंशिक रूप से बिताई गईं। फिर भी, मैंने अपेक्षाकृत उज्ज्वल धूमकेतु C/2009 P1 (गैराड) को देखा, धूमकेतु का अब 7.6m का परिमाण है, और इसकी सीसीडी छवियां और कई अन्य धूमकेतु भी प्राप्त किए गए थे।

आकाशगंगाओं का वर्गीकरण

आकाशगंगाओं का पहला वर्गीकरण 1926 में एक अमेरिकी खगोलशास्त्री एडविन पॉवेल हबल द्वारा विकसित किया गया था। वर्गीकरण इतना सफल निकला कि 1936 में हबल द्वारा स्वयं किए गए मामूली बदलावों (लेंटिकुलर आकाशगंगाओं को जोड़ा गया) के साथ, यह अभी भी खगोलविदों द्वारा उपयोग किया जाता है। आज दुनिया भर में।

हबल द्वारा प्रस्तावित आकाशगंगाओं के वर्गीकरण को अक्सर ट्यूनिंग कांटा कहा जाता है, क्योंकि इसमें आकाशगंगा के प्रकारों का क्रम एक ट्यूनिंग कांटा जैसा दिखता है।

चित्र.1 ई. हबल द्वारा आकाशगंगाओं का वर्गीकरण

इस वर्गीकरण के अनुसार, आकाशगंगाओं को पाँच मुख्य प्रकारों में बांटा गया है:

अण्डाकार (ई);

लेंटिकुलर (S0);

सर्पिल (एस);

fig.2 विशाल अण्डाकार आकाशगंगा NGC 11321. श्रेय: NASA/ESA/STScI/ AURA (हबल विरासत दल) - ESA/हबल सहयोग

क्रॉस्ड सर्पिल या वर्जित सर्पिल आकाशगंगाएँ (SB);

गलत (इर)।

अण्डाकार आकाशगंगाएँ (प्रकार E) आकाशगंगाओं की कुल संख्या का 13% बनाती हैं। वे एक नुकीले वृत्त या दीर्घवृत्त की तरह दिखते हैं, जिसकी चमक केंद्र से परिधि तक तेजी से घटती जाती है। माना जाता है कि एक विशाल ब्लैक होल उज्ज्वल अण्डाकार आकाशगंगाओं के केंद्र में है। आकाशगंगाओं का आकार दसवें से लेकर 100 kpc से अधिक तक होता है। द्रव्यमान 10 13 तक पहुंच सकता है।

अण्डाकार आकाशगंगाओं का आकार बहुत विविध है: दोनों गोलाकार और बहुत तिरछे हैं। इस संबंध में, उन्हें 8 उपवर्गों में विभाजित किया गया है - E0 (गोलाकार आकार, कोई संपीड़न नहीं) से E7 (उच्चतम संपीड़न)। अण्डाकार आकाशगंगाओं के बड़े a और छोटे b अक्षों के आकार को तस्वीरों से मापा जाता है और आकाशगंगाओं का संपीड़न उनसे निर्धारित किया जाता है:

ये संरचना में सबसे सरल आकाशगंगा हैं। इनमें मुख्य रूप से निम्न प्रकार के तारे होते हैं: पुराने लाल और पीले रंग के दिग्गज, लाल, पीले और सफेद बौने। इस प्रकार की आकाशगंगाओं में तारों का निर्माण कई अरब वर्षों से नहीं हो रहा है। लगभग कोई ठंडी गैस नहीं है, साथ ही ब्रह्मांडीय धूल भी है; सबसे विशाल आकाशगंगाएँ 1,000,000 K से अधिक तापमान वाली अत्यंत दुर्लभ गर्म गैस से भरी होती हैं, इसलिए इन आकाशगंगाओं का रंग लाल होता है। घूर्णन केवल अण्डाकार आकाशगंगाओं के सबसे तिरछे भाग में पाया जाता है।

अण्डाकार आकाशगंगाओं के उदाहरण आकाशगंगाएँ M32, M87 और M110 हैं।

Fig.3 सर्पिल आकाशगंगा M81। श्रेय: NASA, ESA, और हबल विरासत दल (STScI/AURA)

सर्पिल आकाशगंगाएँ - सबसे अधिक प्रकार - सभी देखी गई आकाशगंगाओं का लगभग 50% हिस्सा बनाती हैं। अक्सर आकाशगंगाओं के समूहों के बाहर देखा जाता है। आकाशगंगा के अधिकांश तारे एक लेंटिकुलर आयतन (गैलेक्टिक डिस्क) पर कब्जा कर लेते हैं। गैलेक्टिक डिस्क पर, दो या दो से अधिक शाखाओं या एक दिशा में मुड़ी हुई भुजाओं का एक सर्पिल पैटर्न ध्यान देने योग्य है, जो आकाशगंगा के केंद्र से निकलता है। सर्पिल दो प्रकार के होते हैं। कुछ में, नामित एसए या एस, सर्पिल शाखाएं सीधे केंद्रीय मुहर से निकलती हैं। दूसरों में, वे एक आयताकार गठन के सिरों पर शुरू होते हैं, जिसके केंद्र में एक अंडाकार मुहर होती है। ऐसा लगता है कि दो सर्पिल शाखाएं एक पुल से जुड़ी हुई हैं, यही वजह है कि ऐसी आकाशगंगाओं को क्रास्ड स्पाइरल कहा जाता है; उन्हें प्रतीक SB द्वारा दर्शाया जाता है।

सर्पिल आकाशगंगाएं अपनी सर्पिल संरचना के विकास की डिग्री में भिन्न होती हैं, जिसे एस (या एसए) और एसबी प्रतीकों में ए, बी, सी अक्षरों को जोड़कर वर्गीकरण में नोट किया गया है।

सा और एसबीए आकाशगंगाओं में, सितारों की मुख्य संख्या केंद्रीय क्लस्टर में केंद्रित होती है, और सर्पिल शाखाएं कमजोर रूप से व्यक्त की जाती हैं, या यहां तक ​​​​कि केवल रेखांकित होती हैं। Sb और SBb आकाशगंगाओं में पर्याप्त रूप से विकसित शाखाएँ हैं। एससी और एसबीसी आकाशगंगाओं में, अधिकांश तारे अत्यधिक विकसित और अक्सर बिखरी हुई शाखाओं में समाहित होते हैं, जबकि केंद्रीय क्लस्टर छोटा होता है।

सर्पिल आकाशगंगाओं की भुजाओं का रंग नीला होता है क्योंकि उनमें बहुत से युवा होते हैं विशाल सितारे. ये तारे सर्पिल भुजाओं के साथ धूल के बादलों के साथ बिखरे हुए विसरित गैसीय नीहारिकाओं की चमक को उत्तेजित करते हैं। केंद्रीय समूहों का रंग लाल-पीला है, यह दर्शाता है कि उनमें मुख्य रूप से वर्णक्रमीय प्रकार G, K और M के तारे शामिल हैं। सभी सर्पिल आकाशगंगाएँ महत्वपूर्ण गति से घूमती हैं, इसलिए तारे, धूल और गैसें अपनी संकीर्ण डिस्क में केंद्रित होती हैं। अधिकांश मामलों में घुमाव सर्पिल भुजाओं के मुड़ने की दिशा में होता है।

गैस और धूल के बादलों की प्रचुरता और वर्णक्रमीय वर्गों O और B के चमकीले नीले दानवों की उपस्थिति इन आकाशगंगाओं की सर्पिल भुजाओं में होने वाली सक्रिय तारा निर्माण प्रक्रियाओं का संकेत देती है।

चित्र 4 सर्पिल आकाशगंगा बार NGC 1512 के साथ। श्रेय: NASA/अंतरिक्ष टेलीस्कॉप विज्ञान संस्थान

सर्पिल आकाशगंगाओं की डिस्क सितारों के एक दुर्लभ, हल्के से चमकते बादल में डूबी हुई है - एक प्रभामंडल। प्रभामंडल में युवा जनसंख्या II तारे होते हैं जो कई गोलाकार समूहों का निर्माण करते हैं।

कुछ आकाशगंगाओं में, मध्य भाग गोलाकार होता है और चमकीला चमकता है। इस भाग को उभार कहा जाता है (अंग्रेजी उभार से - मोटा होना, सूजन)। उभार पुराने जनसंख्या II सितारों और अक्सर केंद्र में एक सुपरमैसिव ब्लैक होल से बना होता है। अन्य आकाशगंगाओं के मध्य भाग में एक "स्टार बार" होता है - एक बार। कुछ कोरों में तारों के अलावा, केंद्र में एक चमकीले तारे जैसा स्रोत होता है और चमकदार गैस हजारों किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से चलती है।

ऐसी आकाशगंगाओं को सक्रिय नाभिक वाली आकाशगंगाएँ या सीफ़र्ट आकाशगंगाएँ (अमेरिकी खगोलशास्त्री के. सेफ़र्ट के बाद, जिन्होंने 1943 में उन्हें खोजा था) कहा जाता है।

सीफ़र्ट आकाशगंगाएँ वर्जित सर्पिल तारा प्रणालियाँ हैं। वे का लगभग एक प्रतिशत बनाते हैं कुल गणनासर्पिल आकाशगंगाएँ। गतिविधि की अभिव्यक्ति के रूप बहुत विविध हो सकते हैं। यह स्पेक्ट्रम के ऑप्टिकल, एक्स-रे या अवरक्त क्षेत्र में बहुत अधिक विकिरण शक्ति हो सकती है। एक्स-रे शक्ति 10 42 erg/sec तक पहुँचती है, जो स्पेक्ट्रम के दृश्य क्षेत्र में संपूर्ण आकाशगंगा की विकिरण शक्ति से अधिक है। कभी-कभी गैस की तीव्र गति (8500 किमी / सेकंड तक) होती है, और गैस लंबी सीधी रेखा का उत्सर्जन करती है।

सक्रिय नाभिक को विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम की पूरी श्रृंखला में बहुत अधिक चमक की विशेषता होती है। वे सीफ़र्ट आकाशगंगाओं की कुल चमक के कई दसियों प्रतिशत के लिए जिम्मेदार हैं, और एक अच्छा आधा वर्णक्रमीय रेखाओं में विकिरण है। ऐसी हिंसक गतिविधि के लिए जो ऊर्जा के स्रोत के रूप में कार्य करता है वह अभी भी पूरी तरह से स्थापित नहीं है।

सर्पिल आकाशगंगाओं का द्रव्यमान ~ 10 12 M¤ (सूर्य का द्रव्यमान) तक होता है।

सबसे प्रसिद्ध सर्पिल आकाशगंगाएँ हमारी मिल्की वे गैलेक्सी और एंड्रोमेडा नेबुला हैं। एक स्पष्ट, चांदनी रात में, एंड्रोमेडा नेबुला स्टार बनाम एंड्रोमेडा के पश्चिम में एक बादल के रूप में दिखाई देता है। इसके प्रकाश से पृथ्वी तक आने में 2 मिलियन वर्ष लगते हैं।

Fig.5 लेंटिकुलर गैलेक्सी NGC 5866. क्रेडिट: NASA, ESA, और हबल हेरिटेज टीम STScI/AURA)

Fig.6 अनियमित आकाशगंगा NGC 1427A। श्रेय: NASA, ESA, और हबल विरासत दल (STScI/AURA)

सर्पिल और अण्डाकार आकाशगंगाओं के बीच एक मध्यवर्ती प्रकार S0 लेंटिकुलर आकाशगंगा है। इस प्रकार की आकाशगंगाओं में, उज्ज्वल केंद्रीय झुरमुट (उभार) दृढ़ता से संकुचित होता है और लेंस की तरह दिखता है, और शाखाएं अनुपस्थित होती हैं या बहुत कमजोर रूप से ट्रेस होती हैं।

लेंटिकुलर आकाशगंगाओं में पुराने विशालकाय तारे होते हैं, और इसलिए उनका रंग लाल होता है।

अण्डाकार आकाशगंगाओं की तरह दो-तिहाई लेंटिकुलर आकाशगंगाओं में गैस नहीं होती है, गैस की एक तिहाई सामग्री सर्पिल आकाशगंगाओं के समान होती है। इसलिए, तारा बनने की प्रक्रिया बहुत धीमी है।

लेंटिकुलर आकाशगंगाओं में धूल गैलेक्टिक कोर के पास केंद्रित है।

ज्ञात आकाशगंगाओं में से लगभग 10% लेंटिकुलर आकाशगंगाएँ हैं।

अनियमित या अनियमित आकाशगंगाओं (Ir) को एक अनियमित, रैग्ड आकार की विशेषता है। अनियमित आकाशगंगाओं को केंद्रीय घनत्व और सममित संरचना की अनुपस्थिति के साथ-साथ कम चमक की विशेषता है। ऐसी आकाशगंगाओं में बहुत अधिक गैस (ज्यादातर तटस्थ हाइड्रोजन) होती है - उनके कुल द्रव्यमान का 50% तक। सभी स्टार सिस्टम का लगभग 25% इसी प्रकार का है।

अनियमित आकाशगंगाओं को 2 बड़े समूहों में बांटा गया है। इनमें से पहला, जिसे इर्री के रूप में नामित किया गया है, में एक निश्चित संरचना के संकेत के साथ आकाशगंगाएँ शामिल हैं। IrrI का विभाजन अंतिम नहीं है: इसलिए यदि अध्ययन के तहत आकाशगंगा में सर्पिल भुजाओं की समानता पाई जाती है (S-प्रकार की आकाशगंगाओं की विशेषता), तो आकाशगंगा को पदनाम Sm या SBm (इसकी संरचना में एक जम्पर है) प्राप्त होता है; यदि ऐसी घटना नहीं देखी जाती है - पदनाम इम। SBm-प्रकार की आकाशगंगाओं में बड़े और छोटे मैगेलैनिक बादल शामिल हैं।

अनियमित आकाशगंगाओं के दूसरे समूह (प्रकार) में अराजक संरचना वाली अन्य सभी आकाशगंगाएँ शामिल हैं।

अनियमित आकाशगंगाओं का एक तीसरा समूह भी है - बौनी आकाशगंगाएँ, जिन्हें dI या dIrrs के रूप में नामित किया गया है। ऐसा माना जाता है कि बौनी अनियमित आकाशगंगाएं ब्रह्मांड में मौजूद सबसे शुरुआती आकाशगंगाओं के समान हैं। उनमें से कुछ छोटी सर्पिल आकाशगंगाएँ हैं जो उनके अधिक विशाल साथियों की ज्वारीय ताकतों द्वारा फटी हुई हैं।

ऐसी आकाशगंगाएँ जिनमें कुछ विशेषताएं होती हैं जो उन्हें उपरोक्त किसी भी वर्ग के लिए जिम्मेदार नहीं होने देती हैं, अजीबोगरीब कहलाती हैं।

बाद के अवलोकनों से पता चला कि वर्णित वर्गीकरण आकाशगंगाओं के आकार और गुणों की संपूर्ण विविधता को व्यवस्थित करने के लिए पर्याप्त नहीं है। इसलिए, अपने जीवनकाल के दौरान भी, एडविन हबल ने अपनी ट्यूनिंग कांटा प्रणाली में सुधार करना शुरू कर दिया। बाद में, हबल मामले को अमेरिकी खगोलशास्त्री सैंडेज एलन रेक्स ने जारी रखा, जिन्होंने 1961 में वर्गीकरण का एक संशोधन पूरा किया।

हबल के विस्तारित वर्गीकरण में दिखाई दिया:

1) लेंटिकुलर आकाशगंगाओं के प्रकार S0 और SB0।

S0 आकाशगंगाओं को 2 प्रकारों में विभाजित किया गया था: टाइप 1 को गैलेक्टिक डिस्क में कोई संरचना नहीं होने के रूप में वर्गीकृत किया गया था; टाइप 2 में काले छल्ले और क्षेत्रों के रूप में अल्पविकसित संरचनात्मक विशेषताएं हैं। इन 2 प्रकारों के बीच, एक तीसरे की पहचान की गई - S0/a - एक नवजात सर्पिल संरचना वाली आकाशगंगाएँ।

SB0-प्रकार की आकाशगंगाओं की संरचना में एक बार होता है और, कभी-कभी, निर्मित वलय होते हैं। SBA प्रकार की कुछ सर्पिल आकाशगंगाओं को इस श्रेणी में स्थानांतरित कर दिया गया था, जिसमें सर्पिल भुजाएँ अस्पष्ट होती हैं, लेकिन एक विकसित केंद्रीय समूह होता है। हबल वर्गीकरण के अनुसार, SB0-प्रकार की आकाशगंगाओं को संरचना में बार आकाशगंगा की गंभीरता और वलयों की उपस्थिति के आधार पर 3 समूहों में विभाजित किया गया है:

1 समूह। इसमें एक अस्पष्ट बार और एक विस्तारित असंरचित शेल वाली आकाशगंगाएं शामिल हैं;

2 समूह। इसमें कमजोर स्पष्ट चौड़ी पट्टी और एक वलय वाली आकाशगंगाएँ शामिल हैं;

तीसरा समूह। इस समूह की आकाशगंगाओं की बार और वलय संरचना अच्छी तरह से स्पष्ट है।

2) समूह Sd और SBd सर्पिल आकाशगंगाओं के प्रकार में दिखाई दिए। ऐसी आकाशगंगाओं को सतह की कम चमक की विशेषता होती है, जो एक जटिल रैग्ड संरचना और कमजोर रूप से व्यक्त गैलेक्टिक कोर है। सर्पिल आकाशगंगाओं को संदर्भित करने के लिए

3) अण्डाकार आकाशगंगाओं के प्रकार में, एक नया वर्ग dE पेश किया गया था। इसमें कम सतह चमक वाली बौनी आकाशगंगाएँ शामिल हैं, हालाँकि अन्य सभी मामलों में वे विशिष्ट अण्डाकार आकाशगंगाएँ हैं।

यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि हबल वर्गीकरण है इस पलसबसे आम, लेकिन केवल एक से बहुत दूर। विशेष रूप से, डी वौकौलर्स सिस्टम, जो हबल वर्गीकरण का एक अधिक विस्तारित और संशोधित संस्करण है, और यरकेस सिस्टम, जिसमें आकाशगंगाओं को उनके स्पेक्ट्रा, आकार और एकाग्रता की डिग्री के आधार पर केंद्र की ओर समूहीकृत किया जाता है, का व्यापक रूप से उपयोग किया जाता है।

रेडियो आकाशगंगाएँ एक विशेष प्रकार की आकाशगंगाएँ हैं।

सभी आकाशगंगाएँ रेडियो तरंगों को एक डिग्री या किसी अन्य तक विकीर्ण करती हैं। हालाँकि, अधिकांश सामान्य आकाशगंगाओं में, रेडियो उत्सर्जन उनकी कुल शक्ति का केवल एक नगण्य अंश होता है, जबकि कुछ आकाशगंगाओं से रेडियो तरंग प्रवाह उनके ऑप्टिकल विकिरण की शक्ति के बराबर होता है। ऐसी आकाशगंगाओं को रेडियो आकाशगंगा कहा जाता है। उनके रेडियो उत्सर्जन की शक्ति अक्सर सामान्य आकाशगंगाओं की तुलना में हजारों और हजारों गुना अधिक होती है।

शक्तिशाली गैर-तापीय रेडियो उत्सर्जन वाली कॉम्पैक्ट दूर की आकाशगंगाओं को एन-आकाशगंगा कहा जाता है।

एक बहुत शक्तिशाली रेडियो आकाशगंगा का एक उदाहरण सिग्नस-ए नामक नक्षत्र सिग्नस में रेडियो उत्सर्जन के स्रोतों में से एक से जुड़ी आकाशगंगा है। इसके दो घटकों के बीच 18 मीटर की एक धुंधली आकाशगंगा है, जो एक विस्तृत अंधेरे बैंड (संभवतः दो आकाशगंगाओं) द्वारा पार की गई है।

लेबेड-ए स्रोत की दूरी 170 एमपीसी है। इसके रेडियो उत्सर्जन की शक्ति ऑप्टिकल विकिरण की शक्ति का छह गुना है, जिसका आधे से अधिक उत्सर्जन लाइनों पर पड़ता है।

कई दर्जन अन्य रेडियो आकाशगंगाएँ भी हैं जिन्हें ऑप्टिकल वस्तुओं के साथ पहचाना गया है - विशाल, सबसे अधिक बार अण्डाकार आकाशगंगाएँ।

जिस क्षेत्र से रेडियो उत्सर्जन आता है, वह अक्सर ऑप्टिकल बीम में आकाशगंगाओं के आकार से काफी अधिक होता है। बहुत बार, रेडियो उत्सर्जन स्रोत द्विआधारी प्रतीत होते हैं, उनकी संबद्ध आकाशगंगा के दोनों ओर चमक मैक्सिमा स्थित होती है। इससे पता चलता है कि रेडियो उत्सर्जन के स्रोत तेज कणों के दो बादल हैं जो विस्फोट से उत्पन्न होते हैं, जो कि विस्फोट करने वाली आकाशगंगाओं में देखे गए हैं। ऐसे विस्फोट की ऊर्जा 10 60 erg तक पहुंच सकती है, जो एक फ्लैश की ऊर्जा से दसियों अरब गुना अधिक है। सुपरनोवा. रेडियो तरंगों का उत्सर्जन करने वाले कण आपेक्षिक इलेक्ट्रॉन होते हैं जिनकी गति चुंबकीय क्षेत्र द्वारा मंद होती है। मंदी के कारण, समय के साथ विकिरण की तीव्रता कम हो जाती है, और यह उच्च आवृत्तियों (छोटी तरंगों) के लिए विशेष रूप से मजबूत होती है। स्पेक्ट्रम का वह क्षेत्र जहां तीव्रता में तेज कमी शुरू होती है, यह इस बात पर निर्भर करता है कि इलेक्ट्रॉनों का उत्सर्जन कितने समय तक चला है, अर्थात। विस्फोट कितने समय पहले हुआ था? यह पता चला कि कई स्रोतों की आयु केवल कुछ मिलियन वर्ष है, यदि हम यह मान लें कि विस्फोट के बाद, सापेक्षतावादी इलेक्ट्रॉन अब उत्पन्न नहीं होते हैं।

1963 में, 1" या उससे कम के कोणीय आयामों वाले रेडियो उत्सर्जन के कुछ स्रोतों को ऑप्टिकल रेंज में तारे के आकार की वस्तुओं के रूप में पहचाना गया था, जो कभी-कभी एक विसरित प्रभामंडल या पदार्थ के उत्सर्जन से घिरे होते हैं। 1000 से अधिक ऐसी वस्तुएं, जिन्हें क्वासर कहा जाता है (अंग्रेजी क्वासर) , क्वासिस्टेलर रेडियोसोर्स के लिए संक्षिप्त), का अध्ययन किया गया है। - रेडियो उत्सर्जन का अर्ध-तारकीय स्रोत)।

वही ऑप्टिकल वस्तुएं, लेकिन मजबूत रेडियो उत्सर्जन के बिना, 1965 में खोजी गईं और उन्हें अर्ध-तारकीय आकाशगंगा (क्वासर) कहा गया, और क्वासर के साथ मिलकर उन्हें अर्ध-तारकीय वस्तुएं कहा गया।

ई. हबल आकाशगंगाओं के वर्गीकरण का प्रस्ताव देने वाले पहले व्यक्ति थे। इस वर्गीकरण के अनुसार, आकाशगंगाओं को पाँच मुख्य प्रकारों में बांटा गया है: अण्डाकार (अण्डाकार) इ), लेंटिकुलर ( इसलिए), पारंपरिक सर्पिल ( एस), पार की गई पेचदार ( एसबी) और गलत ( आईआर).

प्रत्येक प्रकार की आकाशगंगा को कई उपप्रकारों या उपवर्गों में विभाजित किया गया है।

अण्डाकार आकाशगंगाएँअपेक्षाकृत धीमी गति से घूमते हैं, ध्यान देने योग्य घुमाव केवल महत्वपूर्ण संपीड़न के साथ आकाशगंगाओं में देखा जाता है। उनके पास आठ उपवर्गों में विभाजित विभिन्न संपीड़न के दीर्घवृत्त का रूप है।

इन आकाशगंगाओं में गैस और धूल और नीले-सफेद विशाल सितारों की अनुपस्थिति इंगित करती है कि वे तारा निर्माण की प्रक्रिया से नहीं गुजर रही हैं।

प्रत्येक सर्पिल आकाशगंगाएक केंद्रीय मोटा होना और कई सर्पिल शाखाएं, या हथियार हैं। साधारण सर्पिल आकाशगंगाओं के लिए एसशाखाएं सीधे केंद्रीय क्लस्टर से और प्रकार की पार की गई सर्पिल आकाशगंगाओं में फैली हुई हैं एसबी- केंद्रीय मोटाई को पार करने वाले पुल से। इसलिए प्रतीक एसबी, एक सर्पिल को दर्शाता है ( एस) और एक जम्पर, या बार ( बी) (इंग्लैंड। बार - पट्टी, - जम्पर)। केंद्रीय क्लस्टर के सापेक्ष शाखाओं के विकास और उनके आकार के आधार पर, आकाशगंगाओं को उपवर्गों में विभाजित किया जाता है एसए, एसबीतथा अनुसूचित जाति(क्रमशः, पर एसबीए, एसबीबीतथा एसबीसी) आकाशगंगाओं में एसएतथा एसबीसितारों की मुख्य संख्या केंद्रीय क्लस्टर में केंद्रित है, और सर्पिल शाखाएं कमजोर रूप से व्यक्त की जाती हैं। आकाशगंगाओं में एसबीतथा एसबीबीशाखाएँ अच्छी तरह से विकसित हैं। आकाशगंगाओं में एसबीतथा एसबीसीसितारों की मुख्य संख्या अत्यधिक विकसित और अक्सर बिखरी हुई शाखाओं में निहित होती है, और केंद्रीय क्लस्टर छोटा होता है। तो, नक्षत्र एंड्रोमेडा में आकाशगंगा M31 प्रकार से संबंधित है एसबीऔर MZZ आकाशगंगा नक्षत्र त्रिभुज में - प्रकार के लिए अनुसूचित जाति. हमारी आकाशगंगा एंड्रोमेडा नेबुला के समान है और यह भी मिट्टी से संबंधित है एसबी.

सर्पिल आकाशगंगाओं में नीले रंग की भुजाएँ होती हैं क्योंकि उनमें वर्णक्रमीय प्रकार O और B के कई युवा विशाल विशाल तारे होते हैं। ये तारे धूल के बादलों के साथ सर्पिल भुजाओं के साथ बिखरे हुए विसरित गैसीय नीहारिकाओं की चमक को उत्तेजित करते हैं।

सर्पिल आकाशगंगाओं के गुच्छे लाल-पीले रंग के होते हैं, यह दर्शाता है कि वे मुख्य रूप से वर्णक्रमीय प्रकार G, K, और M के तारों से बने हैं।

सभी सर्पिल आकाशगंगाएँ महत्वपूर्ण गति से घूमती हैं, इसलिए तारे, धूल और गैसें एक डिस्क के रूप में एक संकीर्ण क्षेत्र में केंद्रित होती हैं। गैस और धूल के बादलों की प्रचुरता और वर्णक्रमीय वर्गों O और B के चमकीले नीले दानवों की उपस्थिति इन आकाशगंगाओं की सर्पिल भुजाओं में होने वाली सक्रिय तारा निर्माण प्रक्रियाओं का संकेत देती है।

इंटरमीडिएट के बीच इ- आकाशगंगा और एस- आकाशगंगाएँ हैं लेंटिकुलर आकाशगंगाएँप्रकार इसलिए. उनका केंद्रीय मोटा होना दृढ़ता से संकुचित होता है और लेंस जैसा दिखता है, और शाखाएं अनुपस्थित होती हैं।

अनियमित आकाशगंगापदनाम प्राप्त किया आईआर(अंग्रेज़ी अनियमित - गलत, अव्यवस्थित) एक सही संरचना के अभाव के लिए। ऐसी आकाशगंगाओं के विशिष्ट प्रतिनिधि बड़े मैगेलैनिक बादल और छोटे मैगेलैनिक बादल हैं। वे आकाशगंगा के पास आकाश के दक्षिणी गोलार्ध में स्थित हैं, जो धुंधले धब्बों के रूप में नग्न आंखों को स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं।