ანდრომედეს გალაქტიკა: განსხვავება გადახედვებს შორის
| [შემოწმებული ვერსია] | [შეუმოწმებელი ვერსია] |
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
No edit summary |
No edit summary |
||
ხაზი 1:
[[image:Andromeda_Galaxy_(with_h-alpha).jpg|thumb|
'''ანდრომედას გალაქტიკა''' სპირალური [[გალაქტიკა|გალაქტიკაა]]. რომელიც დაახლოებით 2,5 მილიონი [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლის]] მანძილზე იმყოდება [[დედამიწა|დედამიწიდან]], ანდრომედას [[თანავარსკვლავედები|თანავარსკვლავედში]]. ის, ასევე, ცნობილია, როგორც "მესიერ 31", M31 ან NGC 224. ანდრომედა ხშირად არის მოხსენიებული ძველ ტექსტებში, როგორც "დიდებული ანდრომედას ნისლეული". ეს გალაქტიკა უახლოესი ''სპირალური'' გალაქტიკაა, რომელიც [[ირმის ნახტომი|ჩვენს გალაქტიკასთან]] მდებარეობს, მაგრამ არა ყველაზე უახლოესი. მან თავისი სახელი მიიღო იმ ცის ნაწილიდან, რომელშიც ის ჩნდება ხოლმე - ანდრომედას თანავარსკვლავედში, რომელმაც ეს სახელი [[მითოლოგია|მითოლოგიური]] პრინცესა ანდრომედასგან მიიღო. M31 ყველაზე დიდი გალაქტიკაა "[[ადგილობრივი ჯგუფი|ადგილობრივ ჯგუფში]]", რომელიც ასევე მოიცავს ჩვენს [[ირმის ნახტომი|"ირმის ნახტომს"]] და 30-მდე სხვა შედარებით პატარა გალაქტიკას. მართალია ანდრომედა უდიდესია "[[ადგილობრივი ჯგუფი|ადგილობრივ ჯგუფში]]", მაგრამ ის ყველაზე მასიური არაა. ახალ კვლევებს თუ დავუჯერებთ, ჩვენი გალაქტიკა შეიცავს უფრო მეტ [[ბნელიმატერია|ბნელ მატერიას]] და სრულიად შესაძლებელია "ირმის ნახტომი" იყო ყველაზე მასიური [[ადგილობრივი ჯგუფი|ჯგუფში]]. 2006 წლის დაკვირვებების მიხედვით, რომელიც "სპიცერის" ინფრაწითელი [[ტელესკოპი|ტელესკოპით]] მოხდა, M31-ში არსებობს 1 ტრილიონი [[ვარსკვლავი]]: სულ ცოტა, ორჯერ მეტი, ვიდრე ჩვენს გალაქტიკაში. "ირმის ნახტომში" მეცნიერებმა შეაფასეს ვარსკვლავების რაოდენობა და გამოვიდა, რომ ის შეიცავს 200-400 მილიარს მნათობს.
ანდრომედას გალაქტიკა, მეცნიერთა აზრით, დაახლოებით იწონის 7,1x10<sup>11</sup> [[მზე|მზის]] მასას. შედარებისთვის, 2009 წლის კვლევების მიხედვით, "ირმის ნახტომი" და ანდრომედა დაახლოებით ერთი და იმავე მასის არიან, ხოლო 2006 წლის გამოკვლევები აჩვენებენ, რომ "ირმის ნახტომი" ანდრომედას მხოლოდ 80% იწონის. 3,75 მილიარდ წელიწადში, ეს ორი გალაქტიკა ერთმანეთს შეეჯახება.
ხაზი 10:
1864 წელს, უილიამ ჰიუგინსი დააკვირდა M31-ის [[ელექტრომაგნიტური გამოსხივება|სპექტრს]] და შენიშნა, რომ ის განსხვავდება გაზური [[ნისლეული|ნისლეულისგან]]. M31-ის სპექტრმა გამოსახა [[სიხშირე|სიხშირეების]] მთლიანი გარემო, რაც დაეხმარა მეცნიერს ობიექტის [[ქიმია|ქიმიური]] შედგენილობის განსაზღვრაში. ანდრომედას ნისლეულის სპექტრი ძალიან ემთხვეოდა ინდივიდუალური ვარსკვლავების სპექტრს და აქედან დაასკვნეს, რომ მას უნდა ჰქონოდა ვარსკვლავური ბუნება. 1885-ში, ანდომედაში დაინახეს [[სუპერნოვა]] (ცნობილია, როგორც S Andromedae) და პირველად მას აკვირდებოდნენ, როგორც [[გალაქტიკა|გალაქტიკას]]. იმ დროისთვის, M31 მიჩნეული იყო, როგორც უახლოესი ობიექტი.
[[image:Pic_iroberts1.jpg|thumb|
ანდრომედას პირველი ფოტო-სურათები გადაიღო 1887 წელს ისააკ რობერტსმა თავისი პირადი ობსერვატორიიდან, რომელიც [[ინგლისი|ინგლისში]], კერძოდ კი სუსექსში მდებარეობდა. დიდხნიანმა ექსპოზიციამ საშუალება მისცა მეცნიერს, ისტორიაში პირველად დაენახა გალაქტიკის სპირალური სტრუქტურა. თუმცა, იმ დროისთვის ეს ობიექტი მაინც მიჩნეული იყო, როგორც ნისლეული ჩვენს გალაქტიკაში და მეცნიერმა არასწორად დაიჯერა, რომ M31 მსგავსი სპირალური ნისლეული სინამდვილეში ვარსკვლავური სისტემები იყვნენ, რომელსაც ჰყავდათ [[პლანეტა|პლანეტები]] გარშემო თავიანთი [[თანამგზავრი|თანამგზავრებით]]. ამ ობიექტის სიჩქარე ჩვენს [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] მიმართ 1912 წელს გაზომა ვესტო სლიფერმა ლოუელის ობსერვატორიაში, სპექტროსკოპის გამოყენებით. შედეგი იყო იმ დროისთვის რეკორდული სიჩქარე - 300 კმ/წმ. ანდრომედა [[მზე|მზის]] მიმართულებით მოდიოდა ამ [[სიჩქარე|სიჩქარით.]]
=== კუნძულისებრი სამყარო ===
[[image:Andromeda_constellation_map_(1).png|thumb|
1917 წელს, ამერიკელმა ასტრონომმა ჰებერ კურტისმა M31-ში სუპერნოვა დაინახა. სხვა ფოტოების მიღების შემდეგ, მეცნიერმა 11 ახალი სუპერნოვა აღმოაჩინა. კურტისმა შენიშნა, რომ ეს სუპერნოვები, საშუალოდ, 10 მაგნიტუდით მკრთალი იყო, ვიდრე სხვები, რომელიც ცის სხვა ადგილებში ხდებოდა. შედეგად, მან გამოთქვა ვარაუდი, რომ ეს ობიექტი დაშორებულია 500 000 [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წელიწადით]] (3,2x10<sup>10</sup> [[ასტრონომიული ერთეული|ა.ე.]]). ის გახდა ე.წ. "კუნძულისებრი სამყაროს" ჰიპოთეზის დამცველი, რომელიც მეტყველებდა იმაზე, რომ სპირალური ნისლეულები სინამდვილეში დამოუკიდებელი გალაქტიკები იყვნენ.
[[image:Stars in the Andromeda Galaxy's disc.jpg|thumb|250px|right|ვარსკვლავები ანდრომედას გალაქტიკის დისკოში]]
1920 წელს, "დიდი დებატები" გაჩნდა კურტისსა და ჰერლოუ შეფლის შორის. ისინი კამათობდნენ "ირმის ნახტომის", სპირალური ნისლეულების, და სამყაროს განზომილებების შესახებ. კურტისს რომ დაემტკიცებინა, რომ "დიდებული ანდრომედას ნისლეული" იყო სხვა გალაქტიკა, მან ასევე ახსენა ბნელი ბილიკების სტრუქტურა, რომელიც ძალიან გავდა მტვრის ღრუბლებს ჩვენ გალაქტიკაში, ისევე როგორც [[დოპლერის ეფექტი]] ([[წითელი ძვრა|წითელი წანაცვლება]]). 1922 წელს, ერნსტ ოპიკმა წამოაყენა ძალიან ელეგანტური და უბრალო მეთოდი M31-მდე მანძილის დასადგენად. მიღებულმა შედეგმა, ანდრომედას ნისლეული ჩვენი გალაქტიკიდან "გააგდო" დაახლოებით 450 000 პარსეკამდე, რომელიც დაახლოებით არის 1 500 000 [[სინათლის წელიწადი]] (ანუ აღმოჩნდა, რომ ის გაცილებით შორს იყო). [[ჰაბლი, ედუინ|ედვინ ჰაბლმა]] წარმოქმნა დებატები 1925 წელს, როდესაც მან M31-ის ასტრონომიულ ფოტოებზე ამოიცნო ექსტრაგალაქტიკური "ცეფეიდები" (ცვალებადი ნათობის მქონე ვარსკვლავები) . ეს ფოტოები მიიღეს 2,5 მეტრი დიამეტრის სარკიანი "ჰუკერის ტელესკოპიდან". ამ ტელესკოპმა საშუალება მისცა მეცნიერებს დაედგინათ ანდრომედამდე მანძილი. ჰაბლის გაზომვებმა და კვლევებმა საბოლოოდ დაასკვნეს, რომ ეს ობიექტი არ იყო ვარსკვლავთგროვა ან გაზი ჩვენს გალაქტიკაში. ის იყო სრულიად სხვა გალაქტიკა, რომელიც დიდი მანძილითაა ჩვენგან დაშორებული. რადგანაც M31 უახლოესი სპირალური გალაქტიკაა, ის მნიშვნელოვან რილს თამაშობს გალაქტიკების შესწავლაში. 1943 წელს უალტერ ბაადე იყო პირველი ადამიანი, რომელმაც გადაჭრა ვარსკვლავების პრობლემა ანდრომედას ცენტრალურ რეგიონში. თავის დაკვირვებებით, მან შეძლო განესხვავებინა ვარსკვლავების ორი "დასახლება," რომელიც დაფუძნებული იყო ამ ვარსკვლავების მეტალური მდგომარეობაზე. მან "ახალგაზრდა" უწოდა მაღალი სიჩქარის ვარსკვლავები "I ტიპის დისკოში," ხოლო "მოხუცი" - წითელ ვარსკვლავებს "II ტიპის ბალჯში." ეს ნომენკლატურა შემდგომში გამოიყენეს "ირმის ნახტომში" (და არა მარტო) არსებული ვარსკვლავების შესწავლისთვის (ორი "დასახლების" არსებობა უფრო ადრე შეამჩნია [[|იან ურტი|იან ურტმა]]. დოქტორმა ბაადემ ასევე აღმოაჩინა, რომ არსებობდა ორი ტიპის "ცვალებადი ცეფეიდები", რომელმაც შედეგი გამოიღო M31-მდე მანძილის გაორმაგებაში, ისევე როგორც დანარჩენ სამყაროში.▼
რადიო გამოსხივებები ანდრომედადან პირველად დააფიქირეს [[ჰენბარი ბრაუნი|ჰენბარი ბრაუნმა]] და [[კირილ ჰაზარდი|კირილ ჰაზარდმა]] Jodrell Bank Observatory-ში 218 ფუტიანი "ტრანზიტული ტელესკოპის" გამოყენებით. მათ ამის შესახებ 1950 წელს განაცხადეს. გალაქტიკის პირველი რადიო რუკები შექმნეს [[ჯონ ბოლდვინი|ჯონ ბოლდვინმა]] და მისმა თანამშრომლებმა "კემბრიჯის რადიო ასტრონომიის ჯგუფიდან." ანდრომედას გალაქტიკის ბირთვს რადიოასტრონომიის კატალოგში - [[2C]] მოიხსენიებენ, როგორც [[2C 56]]. 2009 წელს ამ გალაქტიკაში მეცნიერებმა [[პლანეტა]] შეამჩნიეს [[გრავიტაციული ლინზირება|მიკროლინზირების]] მეთოდით, მაგრამ ის ჯერ [[კანდიდატი პლანეტა|კანდიდატი პლანეტაა]] და პლანეტად აღიარების მოლოდინშია.
▲1920 წელს, "დიდი დებატები" გაჩნდა კურტისსა და ჰერლოუ შეფლის შორის. ისინი კამათობდნენ "ირმის ნახტომის", სპირალური ნისლეულების, და სამყაროს განზომილებების შესახებ. კურტისს რომ დაემტკიცებინა, რომ "დიდებული ანდრომედას ნისლეული" იყო სხვა გალაქტიკა, მან ასევე ახსენა ბნელი ბილიკების სტრუქტურა, რომელიც ძალიან გავდა მტვრის ღრუბლებს ჩვენ გალაქტიკაში, ისევე როგორც [[დოპლერის ეფექტი]] ([[წითელი ძვრა|წითელი წანაცვლება]]). 1922 წელს, ერნსტ ოპიკმა წამოაყენა ძალიან ელეგანტური და უბრალო მეთოდი M31-მდე მანძილის დასადგენად. მიღებულმა შედეგმა, ანდრომედას ნისლეული ჩვენი გალაქტიკიდან "გააგდო" დაახლოებით 450 000 პარსეკამდე, რომელიც დაახლოებით არის 1 500 000 [[სინათლის წელიწადი]] (ანუ აღმოჩნდა, რომ ის გაცილებით შორს იყო). [[ჰაბლი, ედუინ|ედვინ ჰაბლმა]] წარმოქმნა დებატები 1925 წელს, როდესაც მან M31-ის ასტრონომიულ ფოტოებზე ამოიცნო ექსტრაგალაქტიკური "ცეფეიდები" (ცვალებადი ნათობის მქონე ვარსკვლავები) . ეს ფოტოები მიიღეს 2,5 მეტრი დიამეტრის სარკიანი "ჰუკერის ტელესკოპიდან". ამ ტელესკოპმა საშუალება მისცა მეცნიერებს დაედგინათ ანდრომედამდე მანძილი. ჰაბლის გაზომვებმა და კვლევებმა საბოლოოდ დაასკვნეს, რომ ეს ობიექტი არ იყო ვარსკვლავთგროვა ან გაზი ჩვენს გალაქტიკაში. ის იყო სრულიად სხვა გალაქტიკა, რომელიც დიდი მანძილითაა ჩვენგან დაშორებული.
== წარმომავლობა ==
ასტრონომიის მკვლევართა ჯგუფის თანახმად, რომელმაც 2010 წელს გააკეთა განცხადება, M31-ის ფორმირება მოხდა ორი შედარებით პატარა გალაქტიკის შეჯახების შედეგად, დაახლოებით 5-9 მილიარდი წლის წინ.
== ბოლო დროს ჩატარებული გაზომვები ==
სულ ცოტა 4 განსხვავებული ტექნიკის გამოყენება გახდა საჭირო ანდრომედამდე მანძილის დასადგენად.
2003 წელს, [[ინფრაწითელი ზედაპირის სიკაშკაშის ფლუქტუაციები|ინფრაწითელი ზედაპირის სიკაშკაშის ფლუქტუაციების]] (ი-ზსფ) და სხვა მეთოდების გამოყენებით მეცნიერებმა ანდრომედამდე შეაფასეს მანძილი და აღმოჩნდა დაახლოებით 2,57 ± 0.06 [[სინათლის წელიწადი|მეგასინათლის წელიწადი]] (790 ± 18 [[პარსეკი|კილოპარსეკი]]. ამავე წელს, [[ცვლადი ცეფეიდები|ცვლადი ცეფეიდების]] გამოყენებით, ამ გალაქტიკამდე მანძილი 2.51 ± 0.13 მეგასინათლის წელიწადი იყო. 2005 წელს, ასტრონომთა ჯგუფმა [[იგნასი რიბასი|იგნასი რიბასის]] ჩათვლით და მათ კოლეგებმა განაცხადეს დაბნელებადი [[ორმაგი ვარსკვლავური სისტემა|ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის]] ანდრომედაში აღმოჩენის შესახებ. ორმაგი სისტემა სახელად M31VJ00443799+4129236, შეიცავს ორ კაშკაშა და ცხელ ცისფერ O და B ტიპის [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავებს]]. [[ვარსკვლავის დაბნელება|ვარსკვლავის დაბნელების]] შესწავლით, რომელიც ყოველ 3.54969 ერთხელ ხდება, ასტრონომებმა შეძლეს მათი ზომები განესაზღვრათ. ვარსკვლავების ზომისა და ტემპერატურა როდესაც დაადგინეს, მათ უკვე შეძლეს და გაზომეს ვარსკვლავების აბსოლუტური [[მაგნიტუდა (ვარსკვლავური)|მაგნიტუდა]]. როდესაც ვიზუალური და აბსოლუტური მაგნიტუდა ცნობილია, ამ ვარსკვლავებამდე მანძილის დადგენა იოლია. ეს მნათობები იმყოფებიან დაახლოებით 2,52 ± 0.14 მეგასინათლის წლის მოშორებით (770 ± 43 კილოპარსეკი), ხოლო მთლიანი ანდრომედას გალაქტიკა კი დაახლოებით 2,5 მეგასინათლის წლის მანძილზე (770 კილოპარსეკი). ეს აღმოჩენა კიდევ ერთხელ უსვამს ხაზს ცვლადი ცეფეიდების გამოყენებით მანძილის დადგენის სიზუსტეს.
==რესურსები ინტერნეტში==
| |||