आकाशगंगाओं का जीवन और उनके अध्ययन का इतिहास

2024 लेखक: Seth Attwood | [email protected]. अंतिम बार संशोधित: 2023-12-16 16:05

ग्रहों और सितारों के अध्ययन का इतिहास सदियों में, सूर्य, धूमकेतु, क्षुद्रग्रह और उल्कापिंडों में मापा जाता है। लेकिन पूरे ब्रह्मांड में बिखरी आकाशगंगाएं, सितारों के समूह, ब्रह्मांडीय गैस और धूल के कण, 1920 के दशक में ही वैज्ञानिक अनुसंधान का विषय बन गए।

आकाशगंगाएँ अनादि काल से देखी जाती रही हैं। तेज दृष्टि वाला व्यक्ति रात के आकाश में दूध की बूंदों के समान हल्के धब्बों को भेद सकता है। 10वीं शताब्दी में, फारसी खगोलशास्त्री अब्द-अल-रमन अल-सूफी ने अपनी बुक ऑफ फिक्स्ड स्टार्स में दो समान स्थानों का उल्लेख किया, जिन्हें अब बड़े मैगेलैनिक बादल और आकाशगंगा M31, उर्फ एंड्रोमेडा के रूप में जाना जाता है।

दूरबीनों के आगमन के साथ, खगोलविदों ने निहारिका नामक इन वस्तुओं का अधिक से अधिक अवलोकन किया है। यदि अंग्रेजी खगोलशास्त्री एडमंड हैली ने 1716 में केवल छह नीहारिकाओं को सूचीबद्ध किया था, तो फ्रांसीसी नौसैनिक खगोलशास्त्री चार्ल्स मेसियर द्वारा 1784 में प्रकाशित सूची में पहले से ही 110 - और उनमें से चार दर्जन वास्तविक आकाशगंगाएँ (M31 सहित) थीं।

1802 में, विलियम हर्शल ने 2,500 नीहारिकाओं की एक सूची प्रकाशित की, और उनके बेटे जॉन ने 1864 में 5,000 से अधिक नीहारिकाओं की एक सूची प्रकाशित की।

हमारा निकटतम पड़ोसी, एंड्रोमेडा आकाशगंगा (M31), शौकिया खगोलीय अवलोकन और फोटोग्राफी के लिए पसंदीदा खगोलीय पिंडों में से एक है।

इन वस्तुओं की प्रकृति ने लंबे समय से समझ से बाहर कर दिया है। अठारहवीं शताब्दी के मध्य में, कुछ समझदार दिमागों ने उनमें आकाशगंगा के समान तारकीय प्रणालियां देखीं, लेकिन उस समय दूरबीनों ने इस परिकल्पना का परीक्षण करने का अवसर प्रदान नहीं किया।

एक सदी बाद, यह राय प्रबल हुई कि प्रत्येक नीहारिका एक गैस बादल है जो एक युवा तारे द्वारा अंदर से प्रकाशित होता है। बाद में, खगोलविदों को विश्वास हो गया कि एंड्रोमेडा सहित कुछ नीहारिकाओं में कई तारे हैं, लेकिन लंबे समय तक यह स्पष्ट नहीं था कि वे हमारी आकाशगंगा में स्थित हैं या उससे आगे।

केवल 1923-1924 में ही एडविन हबल ने यह निर्धारित किया था कि पृथ्वी से एंड्रोमेडा की दूरी आकाशगंगा के व्यास का कम से कम तीन गुना (वास्तव में, लगभग 20 गुना) थी और मेसियर कैटलॉग से एक अन्य नीहारिका एम33 नहीं थी। हमसे कम दूरी..दूरी. इन परिणामों ने एक नए वैज्ञानिक अनुशासन - गांगेय खगोल विज्ञान की शुरुआत को चिह्नित किया।

1926 में, प्रसिद्ध अमेरिकी खगोलशास्त्री एडविन पॉवेल हबल ने (और 1936 में आधुनिकीकरण किया) आकाशगंगाओं के उनके आकारिकी द्वारा उनके वर्गीकरण का प्रस्ताव रखा। अपने विशिष्ट आकार के कारण, इस वर्गीकरण को "हबल ट्यूनिंग कांटा" भी कहा जाता है।

ट्यूनिंग कांटे के "स्टेम" पर अण्डाकार आकाशगंगाएँ होती हैं, कांटे के किनारों पर - बिना आस्तीन वाली लेंटिकुलर आकाशगंगाएँ और बिना बार-पुल के और बार के साथ सर्पिल आकाशगंगाएँ। आकाशगंगाएँ जिन्हें सूचीबद्ध वर्गों में से एक के रूप में वर्गीकृत नहीं किया जा सकता है, अनियमित या अनियमित कहलाती हैं।

बौने और दिग्गज

ब्रह्मांड विभिन्न आकारों और द्रव्यमानों की आकाशगंगाओं से भरा है। उनकी संख्या लगभग ज्ञात है। 2004 में, हबल ऑर्बिटिंग टेलीस्कोप ने साढ़े तीन महीनों में लगभग 10,000 आकाशगंगाओं की खोज की, दक्षिणी नक्षत्र फ़ोर्नैक्स में आकाश के एक क्षेत्र को स्कैन किया जो चंद्र डिस्क के क्षेत्र से सौ गुना छोटा है।

यदि हम मान लें कि आकाशगंगाओं को समान घनत्व के साथ आकाशीय क्षेत्र में वितरित किया जाता है, तो यह पता चलता है कि प्रेक्षित स्थान में 200 बिलियन हैं। हालाँकि, इस अनुमान को बहुत कम करके आंका गया है, क्योंकि दूरबीन बहुत अधिक धुंधली आकाशगंगाओं को नोटिस करने में असमर्थ थी।.

फॉर्म और सामग्री

आकाशगंगाएँ आकारिकी में भी भिन्न होती हैं (अर्थात आकार में)। सामान्य तौर पर, उन्हें तीन मुख्य वर्गों में विभाजित किया जाता है - डिस्क के आकार का, अण्डाकार और अनियमित (अनियमित)। यह एक सामान्य वर्गीकरण है, बहुत अधिक विस्तृत हैं।

आकाशगंगाओं को बाह्य अंतरिक्ष में बेतरतीब ढंग से वितरित नहीं किया जाता है। विशाल आकाशगंगाएँ अक्सर छोटी उपग्रह आकाशगंगाओं से घिरी होती हैं। हमारे मिल्की वे और पड़ोसी एंड्रोमेडा दोनों में कम से कम 14 उपग्रह हैं, और सबसे अधिक संभावना है कि कई और भी हैं। आकाशगंगाएं गुरुत्वाकर्षण से बंधे दर्जनों भागीदारों के जोड़े, ट्रिपल और बड़े समूहों में एकजुट होना पसंद करती हैं।

बड़े संघों, गांगेय समूहों में सैकड़ों और हजारों आकाशगंगाएँ होती हैं (इस तरह के समूहों में से पहला मेसियर द्वारा खोजा गया था)। कभी-कभी, क्लस्टर के केंद्र में एक विशेष रूप से उज्ज्वल विशाल आकाशगंगा देखी जाती है, जिसके बारे में माना जाता है कि यह छोटी आकाशगंगाओं के विलय के दौरान उत्पन्न हुई थी।

और अंत में, सुपरक्लस्टर भी हैं, जिनमें गैलेक्टिक क्लस्टर और समूह, और व्यक्तिगत आकाशगंगा दोनों शामिल हैं। आमतौर पर ये सैकड़ों मेगापार्सेक तक की लंबी संरचनाएं होती हैं। वे एक ही आकार के लगभग पूरी तरह से आकाशगंगा-मुक्त अंतरिक्ष रिक्तियों से अलग होते हैं।

सुपरक्लस्टर अब उच्च क्रम की किसी भी संरचना में व्यवस्थित नहीं हैं और पूरे ब्रह्मांड में बेतरतीब ढंग से बिखरे हुए हैं। इस कारण से, कई सौ मेगापार्सेक के पैमाने पर, हमारा ब्रह्मांड सजातीय और आइसोट्रोपिक है।

एक डिस्क के आकार की आकाशगंगा एक तारकीय पैनकेक है जो अपने ज्यामितीय केंद्र से गुजरने वाली धुरी के चारों ओर घूमती है। आमतौर पर पैनकेक के मध्य क्षेत्र के दोनों किनारों पर एक अंडाकार उभार होता है (अंग्रेजी उभार से)। उभार भी घूमता है, लेकिन डिस्क की तुलना में कम कोणीय वेग के साथ। डिस्क के तल में, सर्पिल शाखाएं अक्सर देखी जाती हैं, जो अपेक्षाकृत युवा उज्ज्वल प्रकाशकों में प्रचुर मात्रा में होती हैं। हालांकि, एक सर्पिल संरचना के बिना गैलेक्टिक डिस्क हैं, जहां ऐसे बहुत कम तारे हैं।

एक डिस्क के आकार की आकाशगंगा के मध्य क्षेत्र को तारकीय बार - एक बार द्वारा काटा जा सकता है। डिस्क के अंदर का स्थान गैस और धूल के माध्यम से भरा हुआ है - नए सितारों और ग्रह प्रणालियों के लिए स्रोत सामग्री। आकाशगंगा में दो डिस्क हैं: तारकीय और गैसीय।

वे एक गांगेय प्रभामंडल से घिरे हुए हैं - दुर्लभ गर्म गैस और काले पदार्थ का एक गोलाकार बादल, जो आकाशगंगा के कुल द्रव्यमान में मुख्य योगदान देता है। प्रभामंडल में अलग-अलग पुराने तारे और 13 अरब वर्ष पुराने गोलाकार तारा समूह (गोलाकार समूह) भी शामिल हैं। लगभग किसी भी डिस्क के आकार की आकाशगंगा के केंद्र में, एक उभार के साथ या बिना, एक सुपरमैसिव ब्लैक होल होता है। इस प्रकार की सबसे बड़ी आकाशगंगाओं में प्रत्येक में 500 अरब तारे हैं।

आकाशगंगा

सूर्य एक सामान्य सर्पिल आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर चक्कर लगाता है, जिसमें 200-400 अरब तारे शामिल हैं। इसका व्यास लगभग 28 किलोपारसेक (केवल 90 प्रकाश वर्ष से अधिक) है। सौर इंट्रागैलेक्टिक कक्षा की त्रिज्या 8.5 किलोपार्सेक है (ताकि हमारा तारा गांगेय डिस्क के बाहरी किनारे पर विस्थापित हो जाए), आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर एक पूर्ण क्रांति का समय लगभग 250 मिलियन वर्ष है।

मिल्की वे का उभार आकार में अण्डाकार है और इसमें एक बार है जिसे हाल ही में खोजा गया था। उभार के केंद्र में विभिन्न युगों के सितारों से भरा एक कॉम्पैक्ट कोर है - कई मिलियन वर्ष से लेकर एक अरब और पुराने तक। कोर के अंदर, घने धूल भरे बादलों के पीछे, गांगेय मानकों के अनुसार एक मामूली ब्लैक होल है - केवल 3.7 मिलियन सौर द्रव्यमान।

हमारी गैलेक्सी में डबल स्टेलर डिस्क है। आंतरिक डिस्क, जिसमें लंबवत रूप से 500 से अधिक पारसेक नहीं हैं, सभी युवा चमकीले सितारों सहित, डिस्क क्षेत्र में 95% तारे हैं। यह एक बाहरी डिस्क से घिरा हुआ है जो 1,500 पारसेक मोटी है, जहां पुराने सितारे रहते हैं। आकाशगंगा की गैसीय (अधिक सटीक, गैस-धूल) डिस्क कम से कम 3.5 किलोपार्सेक मोटी है। डिस्क की चार सर्पिल भुजाएँ गैस-धूल माध्यम के बढ़े हुए घनत्व वाले क्षेत्र हैं और इनमें सबसे अधिक विशाल तारे होते हैं।

आकाशगंगा के प्रभामंडल का व्यास डिस्क के व्यास का कम से कम दोगुना है। वहाँ लगभग 150 गोलाकार समूहों की खोज की गई है, और, सबसे अधिक संभावना है, लगभग पचास और अभी तक खोजे नहीं गए हैं।सबसे पुराने समूह 13 अरब वर्ष से अधिक पुराने हैं। प्रभामंडल एक ढेलेदार संरचना के साथ काले पदार्थ से भरा होता है।

कुछ समय पहले तक यह माना जाता था कि प्रभामंडल लगभग गोलाकार होता है, हालांकि, नवीनतम आंकड़ों के अनुसार, इसे काफी चपटा किया जा सकता है। गैलेक्सी का कुल द्रव्यमान 3 ट्रिलियन सौर द्रव्यमान तक हो सकता है, जिसमें डार्क मैटर 90-95% होता है। आकाशगंगा में तारों का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 90-100 बिलियन गुना अनुमानित है।

एक अण्डाकार आकाशगंगा, जैसा कि इसके नाम से पता चलता है, दीर्घवृत्ताकार है। यह पूरी तरह से घूमता नहीं है और इसलिए इसमें अक्षीय समरूपता नहीं होती है। इसके तारे, जिनमें ज्यादातर अपेक्षाकृत कम द्रव्यमान और काफी उम्र के होते हैं, अलग-अलग विमानों में गांगेय केंद्र के चारों ओर घूमते हैं और कभी-कभी व्यक्तिगत रूप से नहीं, बल्कि अत्यधिक लम्बी श्रृंखलाओं में घूमते हैं।

अण्डाकार आकाशगंगाओं में नए प्रकाशमान कच्चे माल - आणविक हाइड्रोजन की कमी के कारण शायद ही कभी प्रकाश करते हैं।

मनुष्यों की तरह, आकाशगंगाओं को एक साथ समूहीकृत किया जाता है। हमारे स्थानीय समूह में लगभग 3 मेगापार्सेक के आसपास की दो सबसे बड़ी आकाशगंगाएँ शामिल हैं - मिल्की वे और एंड्रोमेडा (M31), त्रिकोणीय आकाशगंगा, साथ ही साथ उनके उपग्रह - बड़े और छोटे मैगेलैनिक बादल, कैनिस मेजर, पेगासस में बौनी आकाशगंगाएँ, कैरिना, सेक्स्टेंट, फीनिक्स और कई अन्य - कुल मिलाकर लगभग पचास। स्थानीय समूह, बदले में, स्थानीय कन्या सुपरक्लस्टर का सदस्य है।

सबसे बड़ी और सबसे छोटी दोनों आकाशगंगाएँ अण्डाकार प्रकार की हैं। ब्रह्मांड की गांगेय आबादी में इसके प्रतिनिधियों की कुल हिस्सेदारी लगभग 20% है। ये आकाशगंगाएँ (सबसे छोटी और सबसे कमजोर को छोड़कर) अपने केंद्रीय क्षेत्रों में सुपरमैसिव ब्लैक होल भी छिपाती हैं। अण्डाकार आकाशगंगाओं में भी प्रभामंडल होता है, लेकिन डिस्क के आकार की आकाशगंगाओं की तरह स्पष्ट नहीं होती।

अन्य सभी आकाशगंगाओं को अनियमित माना जाता है। उनमें बहुत अधिक धूल और गैस होती है और वे सक्रिय रूप से युवा सितारों का उत्पादन कर रहे हैं। आकाशगंगा से मध्यम दूरी पर ऐसी कुछ आकाशगंगाएं हैं, केवल 3%।

हालांकि, बड़ी रेडशिफ्ट वाली वस्तुओं के बीच, जिनकी रोशनी बिग बैंग के 3 अरब साल बाद नहीं निकली थी, उनका हिस्सा तेजी से बढ़ता है। जाहिर है, पहली पीढ़ी की सभी तारकीय प्रणालियाँ छोटी थीं और उनकी रूपरेखा अनियमित थी, और बड़ी डिस्क के आकार की और अण्डाकार आकाशगंगाएँ बहुत बाद में उठीं।

आकाशगंगाओं का जन्म

सितारों के तुरंत बाद आकाशगंगाओं का जन्म हुआ। ऐसा माना जाता है कि बिग बैंग के 150 मिलियन वर्ष बाद पहली बार चमकने वाले पहले चमकते थे। जनवरी 2011 में, हबल स्पेस टेलीस्कोप से जानकारी संसाधित करने वाले खगोलविदों की एक टीम ने एक आकाशगंगा के संभावित अवलोकन की सूचना दी, जिसका प्रकाश बिग बैंग के 480 मिलियन वर्ष बाद अंतरिक्ष में चला गया।

अप्रैल में, एक अन्य शोध दल ने एक आकाशगंगा की खोज की, जो सभी संभावना में, पहले से ही पूरी तरह से बन चुकी थी, जब युवा ब्रह्मांड लगभग 200 मिलियन वर्ष पुराना था।

सितारों और आकाशगंगाओं के जन्म के लिए स्थितियां शुरू होने से बहुत पहले ही पैदा हो गई थीं। जब ब्रह्मांड ने 400,000 वर्ष का आंकड़ा पार किया, बाहरी अंतरिक्ष में प्लाज्मा को तटस्थ हीलियम और हाइड्रोजन के मिश्रण से बदल दिया गया था। यह गैस अभी भी इतनी गर्म थी कि तारों को जन्म देने वाले आणविक बादलों में समा नहीं सकती थी।

हालांकि, यह डार्क मैटर के कणों से सटा हुआ था, शुरू में अंतरिक्ष में समान रूप से वितरित नहीं किया गया था - जहां यह थोड़ा सघन होता है, जहां यह अधिक दुर्लभ होता है। उन्होंने बैरोनिक गैस के साथ बातचीत नहीं की और इसलिए, आपसी आकर्षण की कार्रवाई के तहत, स्वतंत्र रूप से बढ़े हुए घनत्व वाले क्षेत्रों में ढह गए।

मॉडल गणना के अनुसार, बिग बैंग के दस करोड़ वर्षों के भीतर, डार्क मैटर के बादल अंतरिक्ष में बने वर्तमान सौर मंडल के आकार के बराबर हैं। अंतरिक्ष के विस्तार के बावजूद, वे बड़ी संरचनाओं में संयुक्त हो गए। इस प्रकार काले पदार्थ के बादलों के समूह उत्पन्न हुए, और फिर इन समूहों के समूह। उन्होंने अंतरिक्ष गैस को चूसा, जिससे यह गाढ़ा और ढह गया।

इस तरह, पहले सुपरमैसिव तारे दिखाई दिए, जो जल्दी से सुपरनोवा में फट गए और ब्लैक होल को पीछे छोड़ गए। इन विस्फोटों ने हीलियम से भारी तत्वों के साथ अंतरिक्ष को समृद्ध किया, जिसने ढहते गैस बादलों को ठंडा करने में मदद की और इसलिए कम विशाल दूसरी पीढ़ी के सितारों की उपस्थिति को संभव बनाया।

ऐसे तारे पहले से ही अरबों वर्षों तक मौजूद रह सकते हैं और इसलिए गुरुत्वाकर्षण से बंधे सिस्टम (फिर से डार्क मैटर की मदद से) बनाने में सक्षम थे। इस तरह हमारे सहित लंबे समय तक जीवित रहने वाली आकाशगंगाओं का उदय हुआ।

जॉन कॉर्मेंडी कहते हैं, "गैलेक्टोजेनेसिस के कई विवरण अभी भी कोहरे में छिपे हुए हैं।" - विशेष रूप से, यह ब्लैक होल की भूमिका पर लागू होता है। उनका द्रव्यमान सूर्य से 53.5 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित अण्डाकार आकाशगंगा M87 के मूल से एक ब्लैक होल से संबंधित 6.6 बिलियन सौर द्रव्यमान के वर्तमान पूर्ण रिकॉर्ड के लिए हजारों सौर द्रव्यमान से लेकर है।

अण्डाकार आकाशगंगाओं के केंद्रों में छेद आमतौर पर पुराने तारों से बने उभार से घिरे होते हैं। सर्पिल आकाशगंगाओं में बिल्कुल भी उभार नहीं हो सकता है या उनकी सपाट समानताएं, छद्म उभार हो सकते हैं। ब्लैक होल का द्रव्यमान आमतौर पर उभार के द्रव्यमान से कम परिमाण के तीन क्रम होता है - स्वाभाविक रूप से, यदि यह मौजूद है। इस पैटर्न की पुष्टि एक मिलियन से एक बिलियन सौर द्रव्यमान वाले छिद्रों को कवर करने वाले अवलोकनों द्वारा की जाती है।"

प्रोफेसर कॉर्मेंडी के अनुसार, गांगेय ब्लैक होल दो तरह से द्रव्यमान प्राप्त करते हैं। एक पूर्ण उभार से घिरा हुआ छिद्र, आकाशगंगा के बाहरी क्षेत्र से उभार पर आने वाली गैस के अवशोषण के कारण बढ़ता है। आकाशगंगाओं के विलय के दौरान, इस गैस के प्रवाह की तीव्रता तेजी से बढ़ जाती है, जिससे क्वासरों का प्रकोप शुरू हो जाता है।

नतीजतन, उभार और छेद समानांतर में विकसित होते हैं, जो उनके द्रव्यमान के बीच के संबंध की व्याख्या करता है (हालांकि, अन्य, अभी तक अज्ञात तंत्र भी काम कर सकते हैं)।

पिट्सबर्ग विश्वविद्यालय, यूसी इरविन और फ्लोरिडा के अटलांटिक विश्वविद्यालय के शोधकर्ताओं ने मिल्की वे की टक्कर और धनु में धनु बौना अण्डाकार आकाशगंगा (SagDEG) के पूर्ववर्ती का मॉडल तैयार किया है।

उन्होंने टकराव के लिए दो विकल्पों का विश्लेषण किया - एक आसान (3x10.) के साथ¹⁰सौर द्रव्यमान) और भारी (10.)¹¹ सौर द्रव्यमान) SagDEG। यह आंकड़ा आकाशगंगा के 2.7 अरब वर्षों के विकास के परिणामों को एक बौनी आकाशगंगा के साथ बातचीत के बिना और SagDEG के हल्के और भारी संस्करण के साथ बातचीत के साथ दिखाता है।

गंजा मुक्त आकाशगंगाएँ और छद्म उभार वाली आकाशगंगाएँ एक अलग मामला है। उनके छिद्रों का द्रव्यमान आमतौर पर 104-106 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होता है। प्रोफ़ेसर कॉर्मेंडी के अनुसार, छिद्र के पास होने वाली यादृच्छिक प्रक्रियाओं के कारण उन्हें गैस से भर दिया जाता है, और पूरी आकाशगंगा में विस्तार नहीं होता है। आकाशगंगा या उसके छद्म उभार के विकास की परवाह किए बिना ऐसा छेद बढ़ता है, जो उनके द्रव्यमान के बीच सहसंबंध की कमी की व्याख्या करता है।

बढ़ती आकाशगंगा

आकाशगंगाएँ आकार और द्रव्यमान दोनों में बढ़ सकती हैं। सांताक्रूज के कैलिफोर्निया विश्वविद्यालय में खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी के प्रोफेसर गर्थ इलिंगवर्थ बताते हैं, "दूर के अतीत में, आकाशगंगाओं ने हाल के ब्रह्माण्ड संबंधी युगों की तुलना में इसे और अधिक कुशलता से किया था।" - नए तारों के जन्म की दर का अनुमान बाह्य अंतरिक्ष के प्रति इकाई आयतन (आमतौर पर एक घन मेगापारसेक) के प्रति इकाई द्रव्यमान (इस क्षमता में, सूर्य का द्रव्यमान) के एक इकाई द्रव्यमान के वार्षिक उत्पादन के रूप में लगाया जाता है।

पहली आकाशगंगाओं के निर्माण के समय, यह आंकड़ा बहुत छोटा था, और फिर तेजी से बढ़ने लगा, जो तब तक जारी रहा जब तक ब्रह्मांड 2 अरब वर्ष पुराना नहीं हो गया। अगले 3 अरब वर्षों तक, यह अपेक्षाकृत स्थिर था, फिर समय के अनुपात में लगभग घटने लगा और यह गिरावट आज भी जारी है। तो 7-8 अरब साल पहले, स्टार गठन की औसत दर वर्तमान की तुलना में 10-20 गुना अधिक थी। उस दूर के युग में अधिकांश देखने योग्य आकाशगंगाएँ पहले से ही पूरी तरह से बन चुकी थीं।"

आंकड़ा अलग-अलग समय पर विकास के परिणाम दिखाता है - प्रारंभिक विन्यास (ए), 0, 9 (बी), 1, 8 © और 2, 65 अरब वर्ष (डी) के बाद। मॉडल गणना के अनुसार, मिल्की वे की बार और सर्पिल भुजाएँ SagDEG के साथ टकराव के परिणामस्वरूप बन सकती थीं, जो शुरू में 50-100 बिलियन सौर द्रव्यमान पर खींची गई थी।

दो बार यह हमारी गैलेक्सी की डिस्क से गुजरा और इसके कुछ पदार्थ (सामान्य और अंधेरे दोनों) खो गए, जिससे इसकी संरचना में गड़बड़ी हुई। SagDEG का वर्तमान द्रव्यमान दसियों लाख सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं है, और अगली टक्कर, जो कि 100 मिलियन वर्ष बाद नहीं होने की उम्मीद है, सबसे अधिक संभावना है कि वह इसके लिए अंतिम होगी।

सामान्य शब्दों में, यह प्रवृत्ति समझ में आती है। आकाशगंगाएँ मुख्य रूप से दो तरह से विकसित होती हैं। सबसे पहले, वे आसपास के स्थान से गैस और धूल के कणों को खींचकर ताजा स्टारबर्स्ट सामग्री प्राप्त करते हैं। बिग बैंग के बाद कई अरब वर्षों तक, इस तंत्र ने ठीक से काम किया क्योंकि अंतरिक्ष में सभी के लिए पर्याप्त तारकीय कच्चा माल था।

फिर, जब भंडार समाप्त हो गया, तारकीय जन्म की दर गिर गई। हालांकि, आकाशगंगाओं ने टकराव और विलय के माध्यम से इसे बढ़ाने की क्षमता पाई है। सच है, इस विकल्प को साकार करने के लिए, टकराने वाली आकाशगंगाओं में इंटरस्टेलर हाइड्रोजन की एक अच्छी आपूर्ति होनी चाहिए। बड़ी अण्डाकार आकाशगंगाओं के लिए, जहां यह व्यावहारिक रूप से चली गई है, विलय से मदद नहीं मिलती है, लेकिन डिस्कॉइड और अनियमित आकाशगंगाओं में यह काम करती है।

मतभेद उत्पन्न करने वाला कदम

आइए देखें कि क्या होता है जब दो लगभग समान डिस्क-प्रकार की आकाशगंगाएं विलीन हो जाती हैं। उनके तारे लगभग कभी नहीं टकराते - उनके बीच की दूरियाँ बहुत अधिक होती हैं। हालाँकि, प्रत्येक आकाशगंगा की गैसीय डिस्क अपने पड़ोसी के गुरुत्वाकर्षण के कारण ज्वारीय बलों का अनुभव कर रही है। डिस्क का बेरियोनिक पदार्थ कोणीय गति का हिस्सा खो देता है और आकाशगंगा के केंद्र में स्थानांतरित हो जाता है, जहां स्टार गठन की दर में विस्फोटक वृद्धि की स्थिति उत्पन्न होती है।

इनमें से कुछ पदार्थ ब्लैक होल द्वारा अवशोषित कर लिए जाते हैं, जो द्रव्यमान भी प्राप्त करते हैं। आकाशगंगाओं के एकीकरण के अंतिम चरण में, ब्लैक होल विलीन हो जाते हैं, और दोनों आकाशगंगाओं के तारकीय डिस्क अपनी पूर्व संरचना खो देते हैं और अंतरिक्ष में फैल जाते हैं। नतीजतन, सर्पिल आकाशगंगाओं की एक जोड़ी से एक अण्डाकार का निर्माण होता है। लेकिन यह किसी भी तरह से पूरी तस्वीर नहीं है। युवा चमकीले तारों से निकलने वाला विकिरण नवजात आकाशगंगा से कुछ हाइड्रोजन को बाहर निकाल सकता है।

उसी समय, ब्लैक होल पर गैस का सक्रिय अभिवृद्धि बाद वाले को समय-समय पर अंतरिक्ष में विशाल ऊर्जा कणों के जेट को शूट करने के लिए मजबूर करती है, पूरे आकाशगंगा में गैस को गर्म करती है और इस प्रकार नए सितारों के गठन को रोकती है। आकाशगंगा धीरे-धीरे शांत हो रही है - सबसे अधिक संभावना हमेशा के लिए।

अलग-अलग आकार की आकाशगंगाएं अलग-अलग तरह से टकराती हैं। एक बड़ी आकाशगंगा एक बौनी आकाशगंगा को निगलने में सक्षम है (एक बार में या कई चरणों में) और साथ ही साथ अपनी संरचना को बनाए रखने में सक्षम है। यह गांगेय नरभक्षण भी तारा निर्माण को प्रोत्साहित कर सकता है।

बौनी आकाशगंगा पूरी तरह से नष्ट हो गई है, जो सितारों की श्रृंखलाओं और ब्रह्मांडीय गैस के जेट को पीछे छोड़ रही है, जो हमारी आकाशगंगा और पड़ोसी एंड्रोमेडा दोनों में देखी जाती हैं। यदि टकराने वाली आकाशगंगाओं में से एक दूसरे से बहुत बेहतर नहीं है, तो और भी दिलचस्प प्रभाव संभव हैं।

सुपर टेलीस्कोप का इंतजार

गेलेक्टिक खगोल विज्ञान लगभग एक सदी तक जीवित रहा। उसने व्यावहारिक रूप से खरोंच से शुरुआत की और बहुत कुछ हासिल किया। हालांकि, अनसुलझी समस्याओं की संख्या बहुत बड़ी है। जेम्स वेब इन्फ्रारेड ऑर्बिटिंग टेलीस्कोप से वैज्ञानिक बहुत उम्मीद कर रहे हैं, जिसे 2021 में लॉन्च किया जाना था।