कार्यक्रम प्रश्न:

तारों की उचित गति और रेडियल वेग;

आकाशगंगा में सितारों और सूर्य के अजीबोगरीब वेग;

आकाशगंगा का घूर्णन।

सारांश:

सितारों की उचित गति और रेडियल वेग, सितारों की अजीबोगरीब गति और आकाशगंगा में सूर्य

समय के महत्वपूर्ण अंतरालों पर निर्धारित समान तारों के भूमध्यरेखीय निर्देशांक की तुलना से पता चलता है कि और समय के साथ बदलते हैं। इन परिवर्तनों का एक महत्वपूर्ण हिस्सा पूर्वता, पोषण, विपथन और वार्षिक लंबन के कारण होता है। यदि हम इन कारणों के प्रभाव को छोड़ दें, तो परिवर्तन कम हो जाते हैं, लेकिन पूरी तरह से गायब नहीं होते हैं। एक वर्ष के लिए आकाशीय गोले पर किसी तारे के शेष विस्थापन को तारे की उचित गति कहते हैं। इसे प्रति वर्ष चाप के सेकंड में व्यक्त किया जाता है।

इन आंदोलनों को निर्धारित करने के लिए, 20 या अधिक वर्षों के लंबे अंतराल पर ली गई फोटोग्राफिक प्लेटों की तुलना की जाती है। परिणामी विस्थापन को बीत चुके वर्षों की संख्या से विभाजित करके, शोधकर्ताओं को प्रति वर्ष तारे की गति प्राप्त होती है। निर्धारण की सटीकता दो छवियों के बीच व्यतीत समय पर निर्भर करती है।

परिमाण और दिशा में विभिन्न तारों के लिए उचित गतियाँ भिन्न होती हैं। केवल कुछ दर्जन सितारों में प्रति वर्ष 1″ से अधिक उचित गति होती है। बर्नार्ड के "उड़ान" तारे की सबसे बड़ी ज्ञात उचित गति = 10″.27 है। अधिकांश तारों की अपनी गति होती है, जो प्रति वर्ष एक चाप के सौवें और हज़ारवें भाग के बराबर होती है। सर्वोत्तम आधुनिक परिभाषाएँ प्रति वर्ष 0 "001 तक पहुँचती हैं। लंबी अवधि में, दसियों हज़ार वर्षों के बराबर, नक्षत्रों के पैटर्न बहुत बदल जाते हैं।

तारे की उचित गति चाप में होती है महान चक्रएक स्थिर गति से। मूल्य द्वारा प्रत्यक्ष गति में परिवर्तन होता है, जिसे उचित दायां उदगम गति कहा जाता है, और गिरावट - द्वारा, उचित गिरावट गति कहा जाता है।

किसी तारे की उचित गति की गणना सूत्र द्वारा की जाती है:

इ
यदि एक वर्ष के लिए तारे की उचित गति और पारसेक में इसकी दूरी r ज्ञात हो, तो आकाश के तल पर तारे के स्थानिक वेग के प्रक्षेपण की गणना करना मुश्किल नहीं है। इस प्रक्षेपण को स्पर्शरेखा वेग V t कहा जाता है और इसकी गणना सूत्र द्वारा की जाती है:

कहाँ पे आरपारसेक में व्यक्त तारे की दूरी है।

किसी तारे का स्थानिक वेग V ज्ञात करने के लिए, उसके रेडियल वेग V r को जानना आवश्यक है, जो स्पेक्ट्रम में रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट से निर्धारित होता है, और V t, जो वार्षिक लंबन u से निर्धारित होता है। चूँकि V t और V r परस्पर लंबवत हैं, तारे का अंतरिक्ष वेग है:

वी = वी टी  + वी आर )।

वी निर्धारित करने के लिए, कोण , इसके कार्यों द्वारा पाया जाना चाहिए, इंगित किया जाना चाहिए:

पाप \u003d वी टी / वी,

cos = वी टी / वी।

कोण  0 से 180 की सीमा में स्थित है।

व्यवस्था

 सेंतौरी

धूप वाला

व्यवस्था

अंतरिक्ष में सच्ची गतिवी

उचित गति की दिशा को स्थिति कोण द्वारा पेश किया जाता है तारे के घोषणा चक्र की उत्तरी दिशा से वामावर्त गिना जाता है। तारे के भूमध्यरेखीय निर्देशांक में परिवर्तन के आधार पर, स्थिति कोण का मान 0 से 360 तक हो सकता है और इसकी गणना सूत्रों द्वारा की जाती है:

पाप = /,

क्योंकि = /

दोनों कार्यों के संकेतों को ध्यान में रखते हुए। कई शताब्दियों में एक तारे की स्थानिक गति परिमाण और दिशा में लगभग अपरिवर्तित रहती है। इसलिए, वर्तमान युग में तारे के V और r को जानकर, सूर्य के लिए तारे के निकटतम दृष्टिकोण के युग की गणना करना संभव है और इसके लिए दूरी r मिनट, लंबन, उचित गति, स्थानिक वेग घटक, और निर्धारित करना संभव है। स्पष्ट परिमाण। पारसेक में तारे की दूरी r = 1/, 1 पारसेक = 3.26 sv है। वर्ष का।

जेड

सिस्टम आंदोलन सेंतौरी

तारों की उचित गति और रेडियल वेगों को जानने से सूर्य के सापेक्ष तारों की गति का न्याय करना संभव हो जाता है, जो अंतरिक्ष में भी गति करता है। इसलिए, तारों की प्रेक्षित गतियाँ दो भागों से बनी होती हैं, जिनमें से एक सूर्य की गति का परिणाम है, और दूसरा तारे की व्यक्तिगत गति है।

सितारों की गति का न्याय करने के लिए, किसी को सूर्य की गति का पता लगाना चाहिए और इसे सितारों की प्रेक्षित गति से बाहर करना चाहिए।

आकाशीय गोले पर वह बिंदु, जिस पर सूर्य का वेग सदिश निर्देशित होता है, सौर शीर्ष कहलाता है, और विपरीत बिंदु को शीर्ष-विरोधी कहा जाता है।

सर्वोच्च सौर प्रणालीनक्षत्र हरक्यूलिस में स्थित, निर्देशांक हैं: = 270  ,= +30  । इस दिशा में, सूर्य लगभग 20 किमी/सेकेंड की गति से चलता है, जो उससे 100 पीएस से अधिक दूरी पर स्थित सितारों के सापेक्ष नहीं है। वर्ष के दौरान, सूर्य 630,000,000 किमी या 4.2 AU की यात्रा करता है।

आकाशगंगा का घूर्णन

यदि तारों का कोई समूह समान गति से गति करता है, तो इनमें से किसी एक तारे पर होने के कारण सामान्य गति का पता लगाना असंभव है। स्थिति अलग है अगर वेग बदलता है जैसे सितारों का एक समूह घूम रहा था सामान्य केंद्र. तब केंद्र के करीब सितारों की गति केंद्र से दूर की तुलना में कम होगी। प्रेक्षित रेडियल वेग दूर के सितारेऐसा आंदोलन दिखाओ। सूर्य के साथ सभी तारे आकाशगंगा के केंद्र की दिशा में लंबवत गति करते हैं। यह गति आकाशगंगा के सामान्य घूर्णन का परिणाम है, जिसकी गति इसके केंद्र से दूरी (अंतर घूर्णन) के साथ बदलती रहती है।

गैलेक्सी के रोटेशन में निम्नलिखित विशेषताएं हैं:

1. यह दक्षिणावर्त होता है यदि आप आकाशगंगा को इसके उत्तरी ध्रुव से देखते हैं, जो कोमा वेरोनिका नक्षत्र में स्थित है।

2. घूर्णन का कोणीय वेग केंद्र से दूरी के साथ घटता जाता है।

3. घूर्णन की रैखिक गति पहले केंद्र से दूरी के साथ बढ़ती है। फिर, सूर्य से लगभग दूरी पर, यह पहुँच जाता है सबसे बड़ा मूल्यलगभग 250 किमी/सेकेंड, जिसके बाद यह धीरे-धीरे कम हो जाता है।

4. सूर्य और इसके आसपास के तारे लगभग 230 मिलियन वर्षों में आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर एक पूर्ण क्रांति करते हैं। इस अवधि को गांगेय वर्ष कहा जाता है।

टेस्ट प्रश्न:

तारों की उचित गति क्या है?

तारों की उचित गति का पता कैसे लगाया जाता है?

सबसे बड़ी उचित गति किस तारे की है?

किसी तारे की उचित गति की गणना के लिए किस सूत्र का उपयोग किया जाता है?

किसी तारे का अंतरिक्ष वेग किन घटकों में विघटित होता है?

आकाशीय गोले के उस बिंदु का नाम क्या है जिसकी ओर सूर्य गति करता है?

शीर्ष किस नक्षत्र में है?

सूर्य पास के तारों के सापेक्ष कितनी तेजी से घूम रहा है?

सूर्य एक वर्ष में कितनी दूरी तय करता है?

आकाशगंगा के घूर्णन की विशेषताएं क्या हैं?

आकाशगंगा की घूर्णन अवधि क्या है?

कार्य:

1. तारे के रेडियल वेग Betelgeuse = 21 किमी/सेकंड, उचित गति= 0.032प्रति वर्ष, और लंबन आर= 0.012. सूर्य के सापेक्ष तारे की कुल स्थानिक गति और दृष्टि की रेखा के साथ अंतरिक्ष में तारे की गति की दिशा से बनने वाले कोण का निर्धारण करें।

उत्तर: = 31।

2. स्टार 83 हरक्यूलिस हमसे कुछ दूरी पर है डी= 100 पीसी, इसकी अपनी गति = 0.12 है। इस तारे का स्पर्शरेखा वेग क्या है?

उत्तर:57 किमी/सेकंड।

3. 4 पीसी की दूरी पर स्थित कैप्टन स्टार की उचित गति 8.8 प्रति वर्ष है, और रेडियल वेग 242 किमी/सेकेंड है। तारे के स्थानिक वेग का निर्धारण करें।

उत्तर: 294 किमी/सेकंड।

4. यदि इस तारे का लंबन 0.3 है और इसकी अपनी गति 5.2 है, तो तारा 61 सिग्नस हमारे पास कितनी न्यूनतम दूरी पर आएगा। तारा 64 किमी/सेकेंड के रेडियल वेग से हमारी ओर बढ़ रहा है।

उत्तर:2.6 पीसी।

साहित्य:

1. खगोलीय कैलेंडर। स्थायी हिस्सा। एम।, 1981।

2. कोनोनोविच ई.वी., मोरोज़ वी.आई. सामान्य खगोल विज्ञान पाठ्यक्रम। एम., संपादकीय यूआरएसएस, 2004.

3. एफ्रेमोव यू.एन. ब्रह्मांड की गहराई में। एम।, 1984।

4. त्सेसेविच वी.पी. आकाश में क्या और कैसे देखना है। एम।, 1979।

एक तारे की अपनी गति

एक तारे की अपनी गति, सूर्य के सापेक्ष अपनी गति के परिणामस्वरूप SKY SPHERE पर किसी तारे की स्पष्ट गति। ज्यादातर मामलों में, यह आंदोलन 0.1 चाप सेकंड से कम है। बर्नार्ड के स्टार की सबसे बड़ी उचित गति (प्रति वर्ष 10.3 चाप सेकंड) है। किसी तारे की उचित गति का निर्धारण लंबे समय तक ली गई फोटोग्राफिक प्लेटों पर तारे की स्थिति की तुलना करके किया जाता है, आमतौर पर वर्षों या दशकों के बराबर। हिप्पार्कस मापने वाले उपग्रह द्वारा सितारों की उचित गति के अधिक सटीक माप प्राप्त किए गए थे।

वैज्ञानिक और तकनीकी विश्वकोश शब्दकोश.

देखें कि "OWN STAR MOVEMENT" अन्य शब्दकोशों में क्या है:

एक वर्ष में आकाशीय गोले में एक तारे का कोणीय विस्थापन। पास के सितारों के पास देखा गया ... बड़ा विश्वकोश शब्दकोश

एक वर्ष में आकाशीय गोले में एक तारे का कोणीय विस्थापन। पास के सितारों के पास देखा गया। * * * एक तारे की अपनी गति एक तारे की अपनी गति, प्रति वर्ष आकाशीय क्षेत्र में एक तारे का कोणीय विस्थापन। आस-पास के सितारों के पास देखा गया ... विश्वकोश शब्दकोश

एक वर्ष में आकाशीय गोले में एक तारे का कोणीय विस्थापन। आस-पास के सितारों के पास देखा गया ... प्राकृतिक विज्ञान। विश्वकोश शब्दकोश

उचित गति से तात्पर्य आकाशीय गोले पर तारों के निर्देशांक में परिवर्तन से है, जो तारों और सौर मंडल की सापेक्ष गति के कारण होता है। वे शामिल नहीं हैं आवधिक परिवर्तनसूर्य के चारों ओर पृथ्वी की गति (लंबन) के कारण होता है। अधिक ... ... विकिपीडिया

अंतरिक्ष में एक निश्चित समन्वय प्रणाली के सापेक्ष आकाशीय क्षेत्र पर किसी वस्तु (तारे) की कोणीय गति की गति। व्यवहार में, यह बहुत अधिक दूर के सितारों या आकाशगंगाओं के सापेक्ष किसी तारे की स्थिति में परिवर्तन से निर्धारित होता है। ... ... खगोलीय शब्दकोश

सितारों को देख... विश्वकोश शब्दकोश एफ.ए. ब्रोकहॉस और आई.ए. एफ्रोन

पश्चिम से पूर्व की ओर। पूर्व से पश्चिम की ओर प्रतिगामी (उल्टा)। अपने आसपास के अधिक दूर के सितारों के सापेक्ष आकाशीय क्षेत्र में एक तारे की उचित गति को तारे ... खगोलीय शब्दकोश

सूर्य के समान गर्म चमकदार आकाशीय पिंड। तारे आकार, तापमान और चमक में भिन्न होते हैं। कई मायनों में, सूर्य एक विशिष्ट तारा है, हालांकि यह अन्य सभी सितारों की तुलना में बहुत अधिक चमकीला और बड़ा लगता है, क्योंकि यह ... ... के बहुत करीब स्थित है। कोलियर इनसाइक्लोपीडिया

यह दृष्टांत अपने तेजी से घूमने के कारण चपटे तारे अचेरनार का एक दृश्य दिखाता है। स्टार रोटेशन कोणीय गतिअपनी धुरी के चारों ओर तारे। रोटेशन की गति को इसके स्पेक्ट्रम में या समय के अनुसार लाइनों के बदलाव से मापा जा सकता है ... विकिपीडिया

मुख्य लेख: तारकीय विकास तारे का निर्माण वह प्रक्रिया है जिसके द्वारा आणविक बादलों के घने हिस्से एक तारे के रूप में प्लाज्मा की एक गेंद में ढह जाते हैं। एक तारे का विकास एक विशाल आणविक बादल में शुरू होता है, जिसे ... ... विकिपीडिया . भी कहा जाता है

ए.ए.किसेलेव

सेंट पीटर्सबर्ग स्टेट यूनिवर्सिटी

परिचय

खगोल विज्ञान में जड़त्वीय समन्वय प्रणाली का औचित्य

"फिक्स्ड" सितारों की गति की खोज प्रसिद्ध अंग्रेजी खगोलशास्त्री एडमंड हैली की है, जिन्होंने 1718 में पता लगाया कि हिप्पार्कस-टॉलेमी कैटलॉग के कुछ चमकीले सितारों ने अन्य सितारों के बीच अपनी स्थिति को स्पष्ट रूप से बदल दिया है। ये सीरियस थे, जो चंद्रमा के लगभग डेढ़ व्यास से दक्षिण में स्थानांतरित हो गए थे, आर्कटुरस - दक्षिण में दो व्यास से, और एल्डेबारन, जो चंद्रमा के व्यास के 1/4 द्वारा पूर्व में स्थानांतरित हो गया था। देखे गए परिवर्तनों को टॉलेमी की कैटलॉग त्रुटियों के लिए जिम्मेदार नहीं ठहराया जा सकता है, जो एक नियम के रूप में, 6 "(चंद्रमा के व्यास का 1/5) से अधिक नहीं था। हैली की खोज जल्द ही (1728) एक अन्य अंग्रेजी खगोलशास्त्री, जेम्स ब्रैडली द्वारा पुष्टि की गई थी, जिन्होंने इसे वार्षिक तारे के खोजकर्ता के रूप में जाना जाता है। टोबियास मेयर (1723-1762) में, निकोला लैकेल (1713-1762) और फ्रेडरिक बेसेल (1784-1846) तक के कई अन्य खगोलविद सितारों की गति की आगे की परिभाषाओं में लगे हुए थे। , जिन्होंने स्टार पदों की आधुनिक मौलिक प्रणाली की नींव रखी।

यह उत्सुक है कि तारों की गति को खोजने और खोजने के लिए स्थिर सितारों के प्रचलित विचार को नष्ट करने में लगभग 2000 साल लग गए। खगोल विज्ञान में यह क्रांति, निश्चित रूप से, न्यूटनियन यांत्रिकी की विजय के कारण थी, जिसने गति के नियमों को स्थापित किया। खगोलीय पिंड, सितारों सहित, जिन्हें खगोलविद पहले से ही 18वीं शताब्दी में सूर्य के समान पिंडों के रूप में जानते थे। लेकिन उस समय के खगोलविदों के लिए मुख्य रुचि चंद्रमा (नेविगेशन के लिए), ग्रह और पृथ्वी एक ग्रह के रूप में थी। न्यूटनियन यांत्रिकी ने इन निकायों की गति के गणितीय रूप से कठोर अध्ययन के लिए स्थितियां बनाईं, यह केवल एक समन्वय प्रणाली खोजने के लिए बनी रही जिसे आराम से या वर्दी की स्थिति में पहचाना जा सके सीधा गति, अर्थात्, एक जड़त्वीय समन्वय प्रणाली जो न्यूटन के पहले नियम को संतुष्ट करती है, ऐसी समन्वय प्रणाली जिसमें चंद्रमा, ग्रहों और पृथ्वी के सभी देखे गए आंदोलनों को भी आसानी से और सरलता से जिम्मेदार ठहराया जा सकता है। निर्देशांक की ऐसी प्रणाली, ऐसा प्रतीत होता है, "निश्चित" सितारों द्वारा सन्निहित थी। और इसलिए खगोलविदों ने सितारों के गोलाकार निर्देशांक निर्धारित करना शुरू कर दिया, उन्हें भूमध्यरेखीय प्रणाली की ओर इशारा करते हुए, जहां पृथ्वी के भूमध्य रेखा के समानांतर विमान को मुख्य विमान के रूप में लिया जाता है, और बिंदु वसंत विषुव. वाद्य प्रौद्योगिकी के विकास और पर्यवेक्षकों के कौशल (जे। ब्रैडली, टी। मेयर) ने भूमध्यरेखीय प्रणाली में सितारों के निर्देशांक निर्धारित करने की सटीकता में तेज सुधार में योगदान दिया। इस तरह के अवलोकनों के आधार पर, एक निश्चित संख्या में चयनित सितारों की स्थिति की पहली सूची संकलित की गई थी। 18वीं शताब्दी में पहले से ही इन कैटलॉग में सितारों की स्थिति की सटीकता 1 "के करीब पहुंच रही थी, और 19 वीं शताब्दी में यह अभी भी उल्लेखनीय रूप से बढ़ गया था। कैटलॉग में सितारों के निर्देशांक में अंतर और विभिन्न युगों को सौंपा गया था। स्वीकृत प्रणालीभूमध्यरेखीय निर्देशांक गैर-जड़त्वीय हैं। न्यूटोनियन यांत्रिकी ने भूमध्यरेखीय समन्वय प्रणाली से संबंधित सितारों के निर्देशांक में परिवर्तन के कारणों और प्रकृति को सख्ती से प्रमाणित करना संभव बना दिया - पृथ्वी के मुक्त घूर्णन द्वारा निर्धारित संदर्भ प्रणाली के लिए, सूर्य के चारों ओर चक्कर लगाना और चंद्रमा से गड़बड़ी का अनुभव करना और ग्रह। निर्देशांक में ये परिवर्तन हैं: 1) पूर्वता की घटना, जिसे पूर्वजों के लिए "विषुव से पहले" के रूप में जाना जाता था; 2) पोषण की परिघटना, जिसकी खोज ब्रैडली ने की थी। इन दोनों घटनाओं को, विपथन के साथ, 18 वीं और 18 वीं शताब्दी में खगोलविदों की कई पीढ़ियों द्वारा विस्तार से खोजा और अध्ययन किया गया था। XIX सदियोंब्रैडली से शुरू होकर बेसेल पर खत्म। नतीजतन, स्थिरांक और विपथन के संख्यात्मक मूल्यों को मज़बूती से निर्धारित किया गया था, अर्थात, वे मात्राएँ जो अभी भी खगोल विज्ञान के तथाकथित मौलिक स्थिरांक की सूची का हिस्सा हैं। इस प्रकार, सितारों के दृश्य (तात्कालिक) निर्देशांक से संक्रमण के लिए सभी स्थितियों का निर्माण किया गया था, जो अक्षों के कुछ स्थिर (रोके) सिस्टम को संदर्भित करता है, जिसे एक अच्छे सन्निकटन के साथ जड़त्वीय माना जा सकता है। खगोलविदों की भाषा में - खगोलीय यांत्रिकी - इस संक्रमण को किसी दिए गए युग के भूमध्य रेखा और विषुवों की प्रणाली में सितारों की स्पष्ट स्थिति से उनकी औसत स्थिति में परिवर्तन कहा जाता है। इस परिवर्तन को विस्तार से प्रमाणित किया गया था और 1818 में बेसेल के मौलिक कार्य "फंडामेंटा एस्ट्रोनोमिया" में समझाया गया था, जो अभी भी इसके महत्व को बरकरार रखता है। दलील जड़त्वीय प्रणालीखगोल विज्ञान में निर्देशांक बनाए गए आवश्यक शर्तेंपृथ्वी के चारों ओर के तारकीय संसार में तारों सहित आकाशीय पिंडों की वास्तविक गति का निर्धारण और अध्ययन करने के लिए।

तारों की उचित गति

मेरिडियन उचित गति

इस परियोजना का विचार 1930 के दशक में अमेरिकी खगोलशास्त्री राइट और बी.वी. यूएसएसआर में न्यूमेरोव। इस विचार के अनुसार, तारों की फोटोग्राफिक उचित गति को सीधे एक्सट्रैगैलेक्टिक नेबुला (आकाशगंगा) के सापेक्ष निर्धारित करने का प्रस्ताव था। अमेरिकियों ने संदर्भ सितारों के रूप में आकाशगंगाओं की छवियों का उपयोग करने का इरादा किया, जबकि सोवियत खगोलविदों - केवल निरपेक्षता की प्रक्रिया में नियंत्रण सितारों के रूप में। आकाशगंगाओं की अत्यधिक दूरदर्शिता को देखते हुए (अधिकांश देखी गई आकाशगंगाएँ हमारी आकाशगंगा से 10 6 पीसी से अधिक दूर हैं), उनकी उचित गतियों की उपेक्षा की जा सकती है, जो 0.001 "/वर्ष से बहुत कम हैं। आकाशगंगाओं के संबंध में निर्धारित सितारों को निरपेक्ष माना जा सकता है और एक ही तारे की मेरिडियन उचित गतियों की तुलना में, जाँच करें कि क्या तारों की मेरिडियन उचित गतियाँ जड़त्वीय स्थिति को संतुष्ट करती हैं, अर्थात क्या वे सही ढंग से व्युत्पन्न हैं।

तारों की उचित गति और रेडियल वेग। आकाशगंगा में सितारों और सूर्य के अजीबोगरीब वेग। आकाशगंगा का घूर्णन।

समय के महत्वपूर्ण अंतरालों पर निर्धारित समान तारों के भूमध्यरेखीय निर्देशांक की तुलना से पता चलता है कि समय के साथ a और d बदलते हैं। इन परिवर्तनों का एक महत्वपूर्ण हिस्सा पूर्वता, पोषण, विपथन और वार्षिक लंबन के कारण होता है। यदि हम इन कारणों के प्रभाव को छोड़ दें, तो परिवर्तन कम हो जाते हैं, लेकिन पूरी तरह से गायब नहीं होते हैं। प्रति वर्ष आकाशीय गोले पर तारे के शेष विस्थापन को तारे की उचित गति m कहा जाता है। इसे सेकंड में व्यक्त किया जाता है। प्रति वर्ष आर्क।

परिमाण और दिशा में विभिन्न तारों के लिए उचित गतियाँ भिन्न होती हैं। केवल कुछ दर्जन सितारों में प्रति वर्ष 1 ”से अधिक उचित गति होती है। बरनार्ड के "उड़ान" तारे की सबसे बड़ी ज्ञात उचित गति m = 10",27 है। अधिकांश तारों की अपनी गति प्रति वर्ष एक चाप के सौवें और हज़ारवें भाग के बराबर होती है।

लंबे समय में, हजारों वर्षों के बराबर, नक्षत्रों के पैटर्न में बहुत बदलाव होता है।

तारे की उचित गति एक बड़े वृत्त चाप के अनुदिश होती है निरंतर गति. सही उदगम मान m a द्वारा बदलता है, जिसे सही उदगम उचित गति कहा जाता है, और मान m d द्वारा गिरावट को उचित गिरावट गति कहा जाता है।

तारे की उचित गति की गणना सूत्र द्वारा की जाती है:

एम = आर (एम ए 2 + एम डी 2)।

यदि एक वर्ष के लिए तारे की उचित गति और पारसेक में इसकी दूरी r ज्ञात हो, तो चित्र तल पर तारे के स्थानिक वेग के प्रक्षेपण की गणना करना मुश्किल नहीं है। इस प्रक्षेपण को स्पर्शरेखा वेग V t कहा जाता है और इसकी गणना सूत्र द्वारा की जाती है:

वी टी \u003d एम "आर / 206265" पीएस / वर्ष \u003d 4.74 मीटर आर किमी / एस।

किसी तारे का स्थानिक वेग V ज्ञात करने के लिए, उसके रेडियल वेग V r को जानना आवश्यक है, जो कि तारे के स्पेक्ट्रम में रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट से निर्धारित होता है। चूँकि V t और V r परस्पर लंबवत हैं, तारे का अंतरिक्ष वेग है:

वी = आर (वी टी 2 + वी आर 2)।

सबसे तेज़ तारे RR Lyrae चर हैं। सूर्य के सापेक्ष उनकी औसत गति 130 किमी/सेकेंड है। हालांकि, ये तारे आकाशगंगा के घूर्णन के विपरीत चलते हैं, इसलिए उनकी गति कम है (250 -130 = 120 किमी/सेकेंड)। अत्यधिक तेज़ सितारे, गैलेक्सी के केंद्र के सापेक्ष लगभग 350 किमी/सेकेंड के वेगों को नहीं देखा जाता है, क्योंकि 320 किमी/सेकेंड की गति आकाशगंगा के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र को छोड़ने या अत्यधिक लंबी कक्षा में घूमने के लिए पर्याप्त है।

तारों की उचित गति और रेडियल वेगों को जानने से सूर्य के सापेक्ष तारों की गति का न्याय करना संभव हो जाता है, जो अंतरिक्ष में भी गति करता है। इसलिए, तारों की प्रेक्षित गतियाँ दो भागों से बनी होती हैं, जिनमें से एक सूर्य की गति का परिणाम है, और दूसरा तारे की व्यक्तिगत गति है।

सितारों की गति का न्याय करने के लिए, किसी को सूर्य की गति का पता लगाना चाहिए और इसे सितारों की प्रेक्षित गति से बाहर करना चाहिए।

आकाशीय गोले पर जिस बिंदु पर सूर्य का वेग सदिश निर्देशित होता है, उसे सौर शीर्ष कहा जाता है, और विपरीत बिंदु को शीर्ष-विरोधी कहा जाता है।

सौर मंडल का शीर्ष नक्षत्र हरक्यूलिस में स्थित है, इसके निर्देशांक हैं: a = 270 0 , d = +30 0 । इस दिशा में, सूर्य लगभग 20 किमी / सेकंड की गति से आगे बढ़ता है, जो कि उससे 100 पीएस से अधिक की दूरी पर स्थित सितारों के सापेक्ष नहीं है। वर्ष के दौरान, सूर्य 630,000,000 किमी या 4.2 AU की यात्रा करता है।

यदि तारों का कोई समूह समान गति से गति करता है, तो इनमें से किसी एक तारे पर होने के कारण सामान्य गति का पता लगाना असंभव है। स्थिति भिन्न होती है यदि वेग में परिवर्तन होता है जैसे कि सितारों का एक समूह एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूम रहा हो। तब केंद्र के करीब सितारों की गति केंद्र से दूर की तुलना में कम होगी। दूर के तारों के देखे गए रेडियल वेग ऐसी गति को प्रदर्शित करते हैं। सूर्य के साथ सभी तारे आकाशगंगा के केंद्र की दिशा में लंबवत गति करते हैं। यह गति आकाशगंगा के सामान्य घूर्णन का परिणाम है, जिसकी गति इसके केंद्र से दूरी (अंतर घूर्णन) के साथ बदलती रहती है।

गैलेक्सी के रोटेशन में निम्नलिखित विशेषताएं हैं:

1. यह दक्षिणावर्त होता है यदि आप आकाशगंगा को इसके उत्तरी ध्रुव से देखते हैं, जो कोमा वेरोनिका नक्षत्र में स्थित है।

2. घूर्णन का कोणीय वेग केंद्र से दूरी के साथ घटता जाता है।

3. घूर्णन की रैखिक गति पहले केंद्र से दूरी के साथ बढ़ती है। फिर, लगभग सूर्य की दूरी पर, यह अपने अधिकतम मान लगभग 250 किमी/सेकेंड तक पहुँच जाता है, जिसके बाद यह धीरे-धीरे कम हो जाता है।

4. सूर्य और इसके आसपास के तारे लगभग 230 मिलियन वर्षों में आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर एक पूर्ण क्रांति करते हैं। समय की इस अवधि को गांगेय वर्ष कहा जाता है।

24.2 तारकीय आबादी और गांगेय उपप्रणालियाँ.

सूर्य के पास स्थित तारे बहुत चमकीले होते हैं और I प्रकार की जनसंख्या के होते हैं। वे आमतौर पर गैलेक्सी के बाहरी क्षेत्रों में पाए जाते हैं। आकाशगंगा के केंद्र के पास और कोरोना में सूर्य से दूर स्थित तारे द्वितीय प्रकार की जनसंख्या के हैं। एंड्रोमेडा नेबुला का अध्ययन करते समय तारों का आबादी में विभाजन बाडे द्वारा किया गया था। अधिकांश चमकते सितारेजनसंख्या I - नीला और है सम्पूर्ण मूल्यसे -9 मीटर, और सबसे चमकीला जनसंख्या II सितारे एब्स के साथ लाल हैं। -3 मी। इसके अलावा, जनसंख्या I की विशेषता अंतरतारकीय गैस और धूल की बहुतायत है, जो जनसंख्या II में अनुपस्थित हैं।

आकाशगंगा में आबादी में सितारों के विस्तृत विभाजन में 6 प्रकार शामिल हैं:

1. अत्यधिक जनसंख्या I - में सर्पिल शाखाओं में निहित वस्तुएं शामिल हैं। इसमें तारे का निर्माण करने वाली सर्पिल भुजाओं में केंद्रित इंटरस्टेलर गैस और धूल शामिल हैं। इस आबादी के सितारे बहुत छोटे हैं। इनकी उम्र 20 - 50 मिलियन वर्ष है। इन तारों के अस्तित्व का क्षेत्र एक पतली गांगेय परत द्वारा सीमित है: 5000 पीएस की आंतरिक त्रिज्या वाला एक वलय, 15,000 पीएस का बाहरी त्रिज्या और लगभग 500 पीएस की मोटाई।

इन सितारों में O से B2 तक वर्णक्रमीय प्रकार के तारे, देर से वर्णक्रमीय प्रकार के सुपरजायंट, वुल्फ-रेएट प्रकार के सितारे, वर्ग B उत्सर्जन सितारे, तारकीय संघ, T तौरी प्रकार के चर शामिल हैं।

2. साधारण जनसंख्या के सितारे मैं थोड़े बड़े हैं, उनकी आयु 2-3 अंतरिक्ष वर्ष है। वे दूर चले गए सर्पिल हथियारऔर अक्सर आकाशगंगा के केंद्रीय तल के पास स्थित होते हैं।

इनमें बी3 से बी8 तक उपवर्ग के तारे और कक्षा ए, रेस के सामान्य तारे शामिल हैं। एक ही वर्ग के सितारों के साथ क्लस्टर, मजबूत धातु लाइनों के साथ कक्षा ए से एफ सितारों, कम चमकदार लाल सुपरजायंट्स।

3. डिस्क आबादी के सितारे। इनकी उम्र 1 से 5 अरब साल तक होती है; 5-25 अंतरिक्ष वर्ष। इन सितारों में सूर्य भी शामिल है। इस आबादी में कई कम-अवलोकन योग्य तारे शामिल हैं जो केंद्रीय विमान से 5000 पीएस के आंतरिक त्रिज्या और 15,000 पीएस के बाहरी त्रिज्या के साथ गांगेय बेल्ट में केंद्रीय विमान से 1000 पीएस के भीतर स्थित हैं। इन सितारों में G से K तक की कक्षाओं के सामान्य दिग्गज, G से K तक की कक्षाओं के मुख्य अनुक्रम तारे, 250 दिनों से अधिक की अवधि के साथ लंबी अवधि के चर, अर्ध-नियमित चर, ग्रह नीहारिकाएं, नए सितारे, पुराने खुले समूह शामिल हैं।

4. मध्यवर्ती जनसंख्या II सितारों में आकाशगंगा के केंद्रीय तल के दोनों ओर 1000 पीसी से अधिक दूरी पर स्थित वस्तुएं शामिल हैं। ये तारे लम्बी कक्षाओं में घूमते हैं। इनमें 50 से 80 अंतरिक्ष वर्ष की आयु वाले अधिकांश पुराने तारे, उच्च वेग वाले तारे, कमजोर रेखाएं, 50 से 250 दिनों की अवधि के साथ लंबी अवधि के चर, कन्या डब्ल्यू-टाइप सेफिड्स, आरआर लाइरा चर, सफेद बौने, गोलाकार शामिल हैं। क्लस्टर।

5. गांगेय मुकुट की जनसंख्या। उन वस्तुओं को शामिल करें जो उत्पन्न हुई हैं प्रारंभिक चरणगैलेक्सी का विकास, जो उस समय अब ​​की तुलना में कम सपाट था। इन वस्तुओं में उप-बौने, कोरोनल गोलाकार क्लस्टर, आरआर लाइरा सितारे, बेहद धुंधली रेखाओं वाले सितारे और उच्चतम वेग वाले सितारे शामिल हैं।

6. कोर जनसंख्या सितारों में सबसे कम ज्ञात वस्तुएं शामिल हैं। अन्य आकाशगंगाओं में देखे गए इन तारों के स्पेक्ट्रा में, सोडियम लाइनें मजबूत होती हैं, और साइनाइड (CN) बैंड तीव्र होते हैं। ये वर्ग M के बौने हो सकते हैं। ऐसी वस्तुओं में RR Lyrae तारे, गोलाकार तारे शामिल हैं। धातु-समृद्ध क्लस्टर, ग्रह नीहारिकाएं, एम-क्लास ड्वार्फ, जी- और एम-क्लास विशाल सितारे मजबूत साइनाइड बैंड, अवरक्त वस्तुओं के साथ।

आकाशगंगा की संरचना के सबसे महत्वपूर्ण तत्व केंद्रीय क्लस्टर, सर्पिल भुजाएं और डिस्क हैं। गैलेक्सी का केंद्रीय समूह गहरे अपारदर्शी पदार्थ से छिपा हुआ है। इसका दक्षिणी आधा भाग धनु राशि में एक चमकीले तारे के बादल के रूप में सबसे अच्छा देखा जाता है। अवरक्त किरणों में, दूसरी छमाही का निरीक्षण करना संभव है। इन हिस्सों को धूल भरे पदार्थ के एक शक्तिशाली बैंड द्वारा अलग किया जाता है, जो अवरक्त किरणों के लिए भी अपारदर्शी होता है। केंद्रीय क्लस्टर के रैखिक आयाम 3 गुणा 5 किलोपार्सेक हैं।

केंद्र से 4-8 kpc की दूरी पर गैलेक्सी का क्षेत्र कई विशेषताओं से अलग है। यह केंद्रित है सबसे बड़ी संख्यासुपरनोवा विस्फोटों से पल्सर और गैस अवशेष, तीव्र गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन, युवा और गर्म ओ और बी सितारे अधिक सामान्य हैं। इस क्षेत्र में हाइड्रोजन आणविक बादल मौजूद हैं। इस क्षेत्र में फैलने वाले पदार्थ की सांद्रता बढ़ जाती है ब्रह्मांडीय किरणों.

आकाशगंगा के केंद्र से 3-4 kpc की दूरी पर, रेडियो खगोल विज्ञान विधियों ने लगभग 100,000,000 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान के साथ एक तटस्थ हाइड्रोजन आस्तीन की खोज की, जो लगभग 50 किमी/सेकंड की गति से फैल रही थी। केंद्र के दूसरी ओर, लगभग 2 kpc की दूरी पर, एक स्लीव है जिसका द्रव्यमान 10 गुना छोटा है, जो केंद्र से 135 किमी/सेकंड की गति से दूर जा रहा है।

केंद्र के क्षेत्र में 10,000-100,000 सौर द्रव्यमान वाले कई गैस बादल हैं, जो 100-170 किमी/सेकेंड की गति से दूर जा रहे हैं।

1 kpc से कम त्रिज्या वाले मध्य क्षेत्र में तटस्थ गैस का एक वलय है, जो केंद्र के चारों ओर 200 किमी/सेकेंड की गति से घूमता है। इसके अंदर लगभग 300 ps के व्यास के साथ एक विशाल डिस्क के आकार का H II क्षेत्र है। केंद्र के क्षेत्र में, गैर-थर्मल विकिरण मनाया जाता है, जो ब्रह्मांडीय किरणों की एकाग्रता और चुंबकीय क्षेत्रों की ताकत में वृद्धि का संकेत देता है।

आकाशगंगा के मध्य क्षेत्रों में देखी गई घटनाओं की समग्रता इस संभावना को इंगित करती है कि 10,000,000 साल पहले, लगभग 10,000,000 सौर द्रव्यमान के कुल द्रव्यमान और लगभग 600 किमी / सेकंड की गति वाले गैस बादलों को आकाशगंगा के केंद्र से बाहर निकाल दिया गया था। .

नक्षत्र धनु में, आकाशगंगा के केंद्र के पास, रेडियो के कई शक्तिशाली स्रोत हैं और अवरक्त विकिरण. उनमें से एक - धनु-ए आकाशगंगा के बहुत केंद्र में स्थित है। यह 200 पीएस की त्रिज्या के साथ एक कुंडलाकार आणविक बादल से घिरा हुआ है, जो 140 किमी / सेकंड की गति से फैलता है। मध्य प्रदेशों में तारा बनने की सक्रिय प्रक्रिया होती है।

हमारी आकाशगंगा के केंद्र में एक गोलाकार तारा समूह के समान एक नाभिक होने की संभावना है। इन्फ्रारेड रिसीवर्स ने वहां 10 पीएस के आयामों के साथ एक अंडाकार वस्तु का पता लगाया। इसमें 1 ps के व्यास के साथ एक घना तारा समूह हो सकता है। यह अज्ञात सापेक्षतावादी प्रकृति की वस्तु भी हो सकती है।

24.3 आकाशगंगा की सर्पिल संरचना.

आकाशगंगा की सर्पिल संरचना की प्रकृति तारकीय डिस्क में फैलने वाली सर्पिल घनत्व तरंगों से जुड़ी है। ये तरंगें ध्वनि तरंगों के समान होती हैं, लेकिन घूमने के कारण ये सर्पिलों का रूप धारण कर लेती हैं। जिस माध्यम में ये तरंगें फैलती हैं, उसमें न केवल गैस-धूल इंटरस्टेलर पदार्थ होता है, बल्कि स्वयं तारे भी होते हैं। तारे भी एक प्रकार की गैस बनाते हैं, जो से भिन्न होती है सामान्य विषयकि इसके कणों के बीच कोई टकराव नहीं है।

सर्पिल घनत्व तरंग, एक नियमित की तरह लोंगिट्युडिनल वेव, माध्यम के क्रमिक घनत्व और विरलन का एक विकल्प है। गैस और तारों के विपरीत, लहरों का सर्पिल पैटर्न पूरी आकाशगंगा की तरह एक ही दिशा में घूमता है, लेकिन ध्यान देने योग्य रूप से धीमा और स्थिर होता है कोणीय गतिएक ठोस शरीर की तरह।

इसलिए, पदार्थ लगातार सर्पिल शाखाओं के साथ पकड़ता है अंदरऔर उनके माध्यम से जाता है। हालांकि, सितारों और गैसों के लिए, सर्पिल भुजाओं के माध्यम से यह मार्ग अलग-अलग तरीकों से होता है। तारे, गैस की तरह, एक सर्पिल तरंग में संघनित होते हैं, उनकी एकाग्रता में 10 - 20% की वृद्धि होती है। तदनुसार, गुरुत्वाकर्षण क्षमता भी बढ़ जाती है। लेकिन चूंकि तारों के बीच कोई टकराव नहीं होता है, वे गति को बनाए रखते हैं, सर्पिल भुजा के भीतर अपना रास्ता थोड़ा बदलते हैं और लगभग उसी दिशा में बाहर निकलते हैं जिसमें उन्होंने प्रवेश किया था।

गैस अलग तरह से व्यवहार करती है। टक्करों के कारण, हाथ में प्रवेश करने पर, यह गति खो देता है, धीमा हो जाता है, और हाथ की आंतरिक सीमा पर जमा होना शुरू हो जाता है। गैस के नए हिस्से बढ़ने से इस सीमा पर निर्माण होता है शॉक वेवएक बड़े घनत्व अंतर के साथ। नतीजतन, सर्पिल शाखाओं के पास गैस सीलिंग किनारों का निर्माण होता है और थर्मल अस्थिरता. गैस जल्दी से अपारदर्शी हो जाती है, ठंडी हो जाती है और घने चरण में चली जाती है, जिससे गैस-धूल परिसरों का निर्माण होता है जो स्टार बनाने के लिए अनुकूल होते हैं। युवा और गर्म तारे गैस की चमक को उत्तेजित करते हैं, जो उज्ज्वल नेबुला को जन्म देती है, जो गर्म सितारों के साथ मिलकर एक सर्पिल संरचना की रूपरेखा तैयार करती है जो तारकीय डिस्क में सर्पिल घनत्व तरंग को दोहराती है।

अन्य सर्पिल आकाशगंगाओं का परीक्षण करके हमारी आकाशगंगा की सर्पिल संरचना का अध्ययन किया गया है। अध्ययनों से पता चला है कि पड़ोसी आकाशगंगाओं की सर्पिल भुजाएँ गर्म दिग्गजों, सुपरजाइंट्स, धूल और गैस से बनी होती हैं। यदि आप इन वस्तुओं को हटाते हैं, तो सर्पिल शाखाएं गायब हो जाएंगी। लाल और पीले तारेशाखाओं में और उनके बीच के क्षेत्रों को समान रूप से भरें।

हमारी आकाशगंगा की सर्पिल संरचना को स्पष्ट करने के लिए, हमें गर्म दैत्यों, धूल और गैस का निरीक्षण करने की आवश्यकता है। ऐसा करना काफी कठिन है, क्योंकि सूर्य आकाशगंगा के तल में है और विभिन्न सर्पिल शाखाएं एक दूसरे पर प्रक्षेपित हैं। आधुनिक तरीकेदूर के दिग्गजों को दूरियों का सटीक निर्धारण करने की अनुमति न दें, जिससे स्थानिक चित्र बनाना मुश्किल हो जाता है। इसके अलावा, अमानवीय संरचना और विभिन्न घनत्वों की धूल का बड़ा समूह आकाशगंगा के तल में होता है, जिससे दूर की वस्तुओं का अध्ययन करना और भी कठिन हो जाता है।

21 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर हाइड्रोजन के अध्ययन से बड़ी उम्मीदें दी जाती हैं। उनकी मदद से, तटस्थ हाइड्रोजन के घनत्व को मापना संभव है विभिन्न स्थानोंआकाशगंगाएँ। यह काम डच खगोलविदों होल्स्ट, मुलर, ऊर्ट और अन्य द्वारा किया गया था। परिणामस्वरूप, हाइड्रोजन के वितरण की एक तस्वीर प्राप्त हुई, जिसने आकाशगंगा की सर्पिल संरचना की रूपरेखा को रेखांकित किया। हाइड्रोजन में है बड़ी मात्रायुवा गर्म सितारों के बगल में जो सर्पिल भुजाओं की संरचना का निर्धारण करते हैं। तटस्थ हाइड्रोजन का विकिरण लंबी-तरंग दैर्ध्य है, रेडियो रेंज में है, और इसके लिए इंटरस्टेलर डस्टी मैटर पारदर्शी है। 21-सेंटीमीटर विकिरण बिना विरूपण के गैलेक्सी के सबसे दूर के क्षेत्रों से आता है।

आकाशगंगा लगातार बदल रही है। ये परिवर्तन धीमे और क्रमिक होते हैं। शोधकर्ताओं के लिए उन्हें ढूंढना मुश्किल है क्योंकि मानव जीवनसितारों और आकाशगंगाओं के जीवन की तुलना में बहुत कम। ब्रह्मांडीय विकास की ओर मुड़ते हुए, व्यक्ति को समय की एक बहुत लंबी इकाई का चयन करना चाहिए। ऐसी इकाई ब्रह्मांडीय वर्ष है, अर्थात। समय पूरा मोड़आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर सूर्य। यह 250 मिलियन पृथ्वी वर्ष के बराबर है। गैलेक्सी के तारे लगातार आपस में जुड़े हुए हैं, और एक ब्रह्मांडीय वर्ष में, एक दूसरे के सापेक्ष 1 किमी/सेकेंड की कम गति पर भी चलते हुए, दो सितारे 250 पीएस से दूर चले जाएंगे। इस समय के दौरान, कुछ तारकीय समूह टूट सकते हैं, जबकि अन्य फिर से बन सकते हैं। गैलेक्सी की उपस्थिति नाटकीय रूप से बदल जाएगी। यांत्रिक परिवर्तनों के अलावा, अंतरिक्ष वर्ष भी बदलता है भौतिक राज्यआकाशगंगाएँ। कक्षा O और B के तारे केवल कुछ भाग के बराबर समय के लिए ही चमक सकते हैं अंतरिक्ष वर्ष. सबसे चमकीले देखने योग्य दिग्गजों की आयु लगभग 10 मिलियन वर्ष है। हालांकि, इसके बावजूद, पेचदार हथियारों का विन्यास काफी स्थिर रह सकता है। कुछ सितारे इन क्षेत्रों को छोड़ देंगे, अन्य अपने स्थान पर पहुंचेंगे, कुछ सितारे मर जाएंगे, अन्य सर्पिल शाखाओं के गैस-धूल परिसरों के विशाल द्रव्यमान से पैदा होंगे। यदि किसी आकाशगंगा में वस्तुओं की स्थिति और गति का वितरण किसके अधीन नहीं है बड़ा परिवर्तन, तो यह तारा प्रणाली गतिशील संतुलन की स्थिति में है। तारों के एक निश्चित समूह के लिए, गतिशील संतुलन की स्थिति को 100 ब्रह्मांडीय वर्षों तक बनाए रखा जा सकता है। हालांकि, लंबी अवधि में हजारों ब्रह्मांड के बराबर। वर्षों में, तारों के यादृच्छिक निकट मार्ग के कारण गतिशील संतुलन की स्थिति गड़बड़ा जाएगी। इसे सांख्यिकीय संतुलन की गतिशील रूप से अर्ध-स्थायी स्थिति से बदल दिया जाएगा, और अधिक स्थिर, जिसमें सितारे अधिक अच्छी तरह मिश्रित होते हैं।

25. एक्स्ट्रागैलेक्टिक खगोल विज्ञान।

25.1 आकाशगंगाओं का वर्गीकरण और उनका स्थानिक वितरण.

फ्रांसीसी धूमकेतु साधक मेसियर और मेशम ने 1784 में आकाश में देखी गई अस्पष्ट वस्तुओं की एक सूची तैयार की। नग्न आंखोंया एक दूरबीन के माध्यम से आगे का कार्यआने वाले धूमकेतुओं के साथ भ्रमित न हों। मेसियर कैटलॉग की वस्तुएं सबसे विविध प्रकृति की निकलीं। उनमें से एक हिस्सा - तारा समूहऔर निहारिकाएं हमारी आकाशगंगा से संबंधित हैं, दूसरा भाग - अधिक दूर की वस्तुएं हैं और हमारी आकाशगंगा के समान तारा प्रणाली हैं। आकाशगंगाओं के वास्तविक स्वरूप को समझना तुरंत नहीं आया। 1917 तक रिची और कर्टिस ने आकाशगंगा एनजीसी 224 में एक सुपरनोवा का अवलोकन करते हुए गणना की कि यह 460,000 पीएस की दूरी पर था, अर्थात। हमारी गैलेक्सी के व्यास का 15 गुना, जिसका अर्थ है इसकी सीमाओं से बहुत दूर। इस मुद्दे को अंततः 1924-1926 में स्पष्ट किया गया, जब ई. हबल ने 2.5-मीटर दूरबीन का उपयोग करके एंड्रोमेडा नेबुला की तस्वीरें प्राप्त कीं, जहां सर्पिल शाखाएं अलग-अलग तारों में विघटित हो गईं।

आज, बहुत सी आकाशगंगाएँ ज्ञात हैं, जो हमसे सैकड़ों हज़ारों से अरबों प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित हैं। वर्षों।

कई आकाशगंगाओं का वर्णन और सूचीकरण किया गया है। सबसे अधिक इस्तेमाल किया जाने वाला ड्रेयर्स न्यू जनरल कैटलॉग (एनजीसी) है। प्रत्येक आकाशगंगा की अपनी संख्या होती है। उदाहरण के लिए, एंड्रोमेडा नेबुला को NGC 224 नामित किया गया है।

आकाशगंगाओं के अवलोकन से पता चला है कि वे आकार और संरचना में बहुत विविध हैं। दिखने में, आकाशगंगाओं को अण्डाकार, सर्पिल, लेंटिकुलर और अनियमित में विभाजित किया गया है।

अण्डाकार आकाशगंगाएँ(ई) तस्वीरों में अंडाकार के आकार के बिना तेज सीमाएं. परिधि से केंद्र तक चमक धीरे-धीरे बढ़ती जाती है। आंतरिक ढांचाआमतौर पर गायब। इन आकाशगंगाओं का निर्माण लाल और पीले रंग के दानवों, लाल और पीले रंग के बौनों, कम चमक वाले सफेद तारों की एक निश्चित संख्या से हुआ है, यानी। ज्यादातर जनसंख्या प्रकार II सितारों से। कोई नीले-सफेद सुपरजायंट नहीं हैं, जो आमतौर पर सर्पिल भुजाओं की संरचना बनाते हैं। बाह्य रूप से, अण्डाकार आकाशगंगाएँ अधिक या कम संपीड़न में भिन्न होती हैं।

संपीड़न संकेतक मूल्य है

तस्वीर में बड़े a और छोटे b अर्ध-अक्षों को मापा जाए तो आसानी से मिल जाता है। आकाशगंगा के आकार को इंगित करने वाले अक्षर के बाद संपीड़न सूचकांक जोड़ा जाता है, उदाहरण के लिए, E3। यह पता चला कि अत्यधिक संकुचित आकाशगंगाएँ नहीं हैं, इसलिए सबसे बड़ा संकेतक 7 है। गोलाकार आकाशगंगा में 0 का संकेतक होता है।

जाहिर है, अंडाकार आकाशगंगाओं में क्रांति के अंडाकार के ज्यामितीय आकार होते हैं। ई. हबल ने इस समस्या को प्रस्तुत किया कि क्या प्रेक्षित रूपों की विविधता अंतरिक्ष में समान रूप से तिरछी आकाशगंगाओं के अलग-अलग अभिविन्यास का परिणाम है। इस समस्या को गणितीय रूप से हल किया गया था और इसका उत्तर प्राप्त हुआ था कि आकाशगंगा समूहों की संरचना में, 4, 5, 6, 7 के संपीड़न सूचकांक वाली आकाशगंगाएँ सबसे अधिक बार पाई जाती हैं और लगभग कोई गोलाकार आकाशगंगाएँ नहीं होती हैं। और समूहों के बाहर, लगभग केवल 1 और 0 घातांक वाली आकाशगंगाएँ पाई जाती हैं। समूहों में अण्डाकार आकाशगंगाएँ विशाल आकाशगंगाएँ हैं, और समूहों के बाहर वे बौनी आकाशगंगाएँ हैं।

सर्पिल आकाशगंगाएँ(एस)। उनके पास सर्पिल शाखाओं के रूप में एक संरचना है जो केंद्रीय कोर से निकलती है। शाखाएं कम उज्ज्वल पृष्ठभूमि के खिलाफ इस तथ्य के कारण खड़ी होती हैं कि उनमें सबसे गर्म तारे, युवा समूह, चमकदार गैसीय नीहारिकाएं होती हैं।

एडविन हबल ने सर्पिल आकाशगंगाओं को उपवर्गों में तोड़ा। माप शाखाओं के विकास की डिग्री और आकाशगंगा के केंद्र के आकार का है।

Sa आकाशगंगाओं में, शाखाएं कसकर मुड़ी हुई और अपेक्षाकृत चिकनी होती हैं, और खराब विकसित होती हैं। नाभिक हमेशा बड़े होते हैं, आमतौर पर पूरी आकाशगंगा के लगभग आधे देखे गए आकार के होते हैं। इस उपवर्ग की आकाशगंगाएँ अण्डाकार के समान हैं। नाभिक के विपरीत भागों से आमतौर पर दो शाखाएं निकलती हैं, लेकिन शायद ही कभी अधिक होती हैं।

Sb आकाशगंगाओं में, सर्पिल भुजाएँ विशेष रूप से विकसित होती हैं, लेकिन इनमें शाखाएँ नहीं होती हैं। कोर पिछली कक्षा की तुलना में छोटा है। इस प्रकार की आकाशगंगाओं में अक्सर कई सर्पिल भुजाएँ होती हैं।

अत्यधिक विकसित शाखाओं वाली आकाशगंगाएँ कई भुजाओं में विभाजित होती हैं और उनकी तुलना में एक छोटा नाभिक Sc प्रकार से संबंधित होता है।

विविधता के बावजूद दिखावटसर्पिल आकाशगंगाओं की संरचना समान होती है। उनमें तीन घटकों को प्रतिष्ठित किया जा सकता है: एक तारकीय डिस्क, जिसकी मोटाई आकाशगंगा के व्यास से 5-10 गुना कम है, एक गोलाकार घटक और एक सपाट घटक, जो डिस्क की तुलना में मोटाई में कई गुना छोटा है। फ्लैट घटक में इंटरस्टेलर गैस, धूल, युवा सितारे और सर्पिल शाखाएं शामिल हैं।

सर्पिल आकाशगंगाओं का संपीड़न अनुपात हमेशा 7 से अधिक होता है। साथ ही, अंडाकार आकाशगंगाएं हमेशा 7 से कम होती हैं। यह इंगित करता है कि कमजोर संकुचित आकाशगंगाओं में सर्पिल संरचना विकसित नहीं हो सकती है। इसके प्रकट होने के लिए, सिस्टम को दृढ़ता से संपीड़ित किया जाना चाहिए।

यह साबित हो गया है कि एक मजबूत संकुचित आकाशगंगा विकास के दौरान कमजोर रूप से संकुचित नहीं हो सकती है, साथ ही इसके विपरीत भी। इसका मतलब यह है कि अण्डाकार आकाशगंगाएँ सर्पिल में नहीं बदल सकतीं, और सर्पिल आकाशगंगाएँ अण्डाकार में नहीं बदल सकतीं। विभिन्न संपीड़न देय अलग राशिरोटेशन सिस्टम। जिन आकाशगंगाओं ने गठन के दौरान पर्याप्त मात्रा में रोटेशन प्राप्त किया, उन्होंने अत्यधिक संकुचित आकार लिया, उनमें सर्पिल शाखाएं विकसित हुईं।

सर्पिल आकाशगंगाएँ हैं जिनमें कोर एक सीधी पट्टी के बीच में स्थित है और सर्पिल शाखाएँ इस बार के सिरों पर ही शुरू होती हैं। ऐसी आकाशगंगाओं को SBA, SBb, SBc नामित किया गया है। बी अक्षर का जोड़ एक जम्पर की उपस्थिति को इंगित करता है।

लेंटिकुलर आकाशगंगाएँ(एस0) । बाह्य रूप से अण्डाकार के समान, लेकिन एक तारकीय डिस्क है। वे सर्पिल आकाशगंगाओं की संरचना में समान हैं, लेकिन एक सपाट घटक और सर्पिल भुजाओं की अनुपस्थिति में उनसे भिन्न हैं। एक बैंड की अनुपस्थिति से लेंटिकुलर आकाशगंगाएं किनारे पर सर्पिल आकाशगंगाओं से भिन्न होती हैं गहरे द्रव्य. श्वार्ज़स्चिल्ड ने एक सिद्धांत प्रस्तावित किया जिसके अनुसार गैस और धूल के पदार्थ को बाहर निकालने की प्रक्रिया में सर्पिल आकाशगंगाओं से लेंटिकुलर आकाशगंगाएँ बन सकती हैं।

अनियमित आकाशगंगा(आईआर)। उनके पास एक विषम उपस्थिति है। उनकी सर्पिल शाखाएं नहीं होती हैं, और गर्म तारे और गैस-धूल पदार्थ किसमें केंद्रित होते हैं व्यक्तिगत समूहया पूरे डिस्क में बिखरा हुआ है। कम चमक के साथ एक गोलाकार घटक है। इन आकाशगंगाओं की विशेषता इंटरस्टेलर गैस और युवा सितारों की एक उच्च सामग्री है।

आकाशगंगा का अनियमित आकार इस तथ्य के कारण हो सकता है कि उसके पास लेने का समय नहीं था सही स्वरूपइसमें पदार्थ का घनत्व कम होने के कारण या कम उम्र के कारण। एक आकाशगंगा दूसरी आकाशगंगा के साथ अंतःक्रिया के परिणामस्वरूप आकार विकृति के कारण भी अनियमित हो सकती है।

अनियमित आकाशगंगाओं को दो उपप्रकारों में बांटा गया है।

Ir I उपप्रकार को उच्च सतह चमक और अनियमित संरचना जटिलता की विशेषता है। इस उपप्रकार की कुछ आकाशगंगाओं में एक नष्ट सर्पिल संरचना पाई जाती है। ऐसी आकाशगंगाएँ अक्सर जोड़े में होती हैं।

उपप्रकार Ir II को कम सतह चमक की विशेषता है। यह गुण ऐसी आकाशगंगाओं का पता लगाने में बाधा डालता है, और केवल कुछ ही ज्ञात हैं। कम सतह की चमक कम तारकीय घनत्व को इंगित करती है। इसका मतलब है कि इन आकाशगंगाओं को बहुत धीरे-धीरे आगे बढ़ना चाहिए अनियमित आकारसही को।

जुलाई 1995 में, पर एक अध्ययन किया गया था अंतरिक्ष दूरबीनउन्हें। हबल अनियमित फीकी नीली आकाशगंगाओं की खोज करेगा। यह पता चला कि 3 से 8 बिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर हमसे दूरी पर स्थित ये वस्तुएं सबसे आम हैं। उनमें से अधिकांश में अत्यधिक संतृप्त नीला रंग होता है, जो इंगित करता है कि वे सक्रिय रूप से स्टार बनने की प्रक्रिया से गुजर रहे हैं। आधुनिक ब्रह्मांड के अनुरूप निकट दूरी पर, ये आकाशगंगाएँ नहीं होती हैं।

आकाशगंगाएँ मानी जाने वाली प्रजातियों की तुलना में बहुत अधिक विविध हैं, और यह विविधता आकार, संरचना, चमक, संरचना, घनत्व, द्रव्यमान, स्पेक्ट्रम, विकिरण सुविधाओं से संबंधित है।

विभिन्न दृष्टिकोणों से उनके निकट आने पर, हम निम्नलिखित रूपात्मक प्रकार की आकाशगंगाओं को अलग कर सकते हैं।

अनाकार, संरचना रहित सिस्टम- ई आकाशगंगाओं और अधिकांश S0 सहित। उनके पास कोई या लगभग कोई विसरित पदार्थ और गर्म दिग्गज नहीं हैं।

हारो आकाशगंगा- दूसरों की तुलना में नीला। उनमें से कई के स्पेक्ट्रम में संकीर्ण लेकिन उज्ज्वल रेखाएं होती हैं। शायद वे गैस में बहुत समृद्ध हैं।

सीफ़र्ट आकाशगंगा - कुछ अलग किस्म का, लेकिन उनके स्पेक्ट्रा में मजबूत उत्सर्जन लाइनों की एक बहुत बड़ी चौड़ाई की विशेषता है।

कैसर- अर्ध-तारकीय रेडियो स्रोत, क्यूएसएस, सितारों से दिखने में अप्रभेद्य, लेकिन सबसे शक्तिशाली रेडियो आकाशगंगाओं की तरह रेडियो तरंगों का उत्सर्जन। वे स्पेक्ट्रम में एक नीले रंग और चमकदार रेखाओं की विशेषता रखते हैं जिनमें एक विशाल रेडशिफ्ट होता है। सुपरजाइंट आकाशगंगाएं चमक में श्रेष्ठ हैं।

क्वाज़ागी- क्यूएसजी अर्ध-तारकीय आकाशगंगाएँ - मजबूत रेडियो उत्सर्जन के अभाव में क्वासर से भिन्न होती हैं।