This site is not complete. The work to converting the volumes of സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം is on progress. Please bear with us
Please contact webmastersiep@yahoo.com for any queries regarding this website.
Reading Problems? see Enabling Malayalam
ഗാലക്സി
സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്
(→സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍) |
(→സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളും മതിലുകളും) |
||
| (ഇടക്കുള്ള 6 പതിപ്പുകളിലെ മാറ്റങ്ങള്‍ ഇവിടെ കാണിക്കുന്നില്ല.) | |||
| വരി 35: | വരി 35: | ||
മറ്റു പല നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെയും തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ നിലനില്പ് തെളിയിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. അതില്‍ പ്രധാനം ഗുരുത്വ ലെന്‍സിങ് (Gravitational lensing) എന്ന പ്രതിഭാസം ആണ് (നോ: ഗുരുത്വ ലെന്‍സിങ്). ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം പ്രവചിക്കുന്ന ഒരു പ്രതിഭാസം ആണിത്. ഈ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം പ്രകാശം ഒരു വസ്തുവിനരികിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോള്‍ അതിലേക്ക് ആകര്‍ഷിക്കപ്പെടുന്നു. പ്രകാശത്തിന്റെ നേര്‍രേഖാ സഞ്ചാരദിശയില്‍ നിന്നുള്ള വ്യതിയാനം ആ വസ്തുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അഥവാ വസ്തുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനം വര്‍ധിക്കുമ്പോള്‍ പ്രകാശത്തിനുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനത്തിലും വര്‍ധനയുണ്ടാകും. ഗാലക്സികളുടെ അരികിലും ഈ പ്രതിഭാസം നിരീക്ഷിക്കാവുന്നതാണ്. ഒരു ഗാലക്സിയുടെ പശ്ചാത്തലത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന മറ്റ് ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നോ ക്വാസാറുകളില്‍ നിന്നോ വരുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ക്ക് ഗാലക്സിയുടെ സമീപത്തുകൂടി കടന്നുവരുമ്പോള്‍ അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിനനുസൃതമായി വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനം എല്ലായ്പ്പോഴും ദൃശ്യപിണ്ഡത്തിനുണ്ടാക്കാന്‍ കഴിയുന്നതിലും വളരെക്കൂടുതലായാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ഇതു തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ നിലനില്പിനുളള മറ്റൊരു തെളിവായി നിലനില്ക്കുന്നു. | മറ്റു പല നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെയും തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ നിലനില്പ് തെളിയിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. അതില്‍ പ്രധാനം ഗുരുത്വ ലെന്‍സിങ് (Gravitational lensing) എന്ന പ്രതിഭാസം ആണ് (നോ: ഗുരുത്വ ലെന്‍സിങ്). ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം പ്രവചിക്കുന്ന ഒരു പ്രതിഭാസം ആണിത്. ഈ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം പ്രകാശം ഒരു വസ്തുവിനരികിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോള്‍ അതിലേക്ക് ആകര്‍ഷിക്കപ്പെടുന്നു. പ്രകാശത്തിന്റെ നേര്‍രേഖാ സഞ്ചാരദിശയില്‍ നിന്നുള്ള വ്യതിയാനം ആ വസ്തുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അഥവാ വസ്തുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനം വര്‍ധിക്കുമ്പോള്‍ പ്രകാശത്തിനുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനത്തിലും വര്‍ധനയുണ്ടാകും. ഗാലക്സികളുടെ അരികിലും ഈ പ്രതിഭാസം നിരീക്ഷിക്കാവുന്നതാണ്. ഒരു ഗാലക്സിയുടെ പശ്ചാത്തലത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന മറ്റ് ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നോ ക്വാസാറുകളില്‍ നിന്നോ വരുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ക്ക് ഗാലക്സിയുടെ സമീപത്തുകൂടി കടന്നുവരുമ്പോള്‍ അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിനനുസൃതമായി വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനം എല്ലായ്പ്പോഴും ദൃശ്യപിണ്ഡത്തിനുണ്ടാക്കാന്‍ കഴിയുന്നതിലും വളരെക്കൂടുതലായാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ഇതു തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ നിലനില്പിനുളള മറ്റൊരു തെളിവായി നിലനില്ക്കുന്നു. | ||
| - | ====എസ്.ഒ. ഗാലക്സികള്‍ | + | ====എസ്.ഒ. ഗാലക്സികള്‍==== |
ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയില്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും മധ്യേയാണ് എസ് ഒ. ഗാലക്സികളുടെ സ്ഥാനം. ഇവയ്ക്കു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടേതുപോലെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യവും അതിനു ചുറ്റുമായി തളിക (disk)യും ഉണ്ട്. എന്നാല്‍ ഇവയില്‍ സര്‍പ്പിള ഭുജങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്നില്ല. അതുകൊണ്ട് ഇവ സര്‍പ്പിള ഗാലക്സികള്‍ക്കും ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും മധ്യേയുള്ള പരിണാമഘട്ടത്തിലെ ഒരു കണ്ണിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. 'ലെന്‍സു രൂപമുള്ളവ' എന്ന അര്‍ഥത്തില്‍ ലെന്റിക്കുലര്‍ ഗാലക്സികള്‍ (Lenticular galaxies) എന്നും ഇവയെ വിളിക്കാം. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളെപ്പോലെ ഇവയിലും ദണ്ഡുകള്‍ (അഴികള്‍) ഉള്ളവയും ഇല്ലാത്തവയും എന്ന രണ്ട് വിഭാഗങ്ങള്‍ ഉണ്ട്. എസ് ഒ. ഗാലക്സികളില്‍ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പൊതുവേ പ്രായം ചെന്നവയാണ്. ആയതിനാല്‍ ഇവയെ പ്രഥമമാതൃക (Early type) ഗാലക്സികള്‍ എന്ന ഗണത്തിലാണ് ഉള്‍പ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്. ഈ ഗാലക്സികളില്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളിലേതിനെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ വാതകങ്ങളും പൊടിപടലങ്ങളും കാണപ്പെടുന്നു. | ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയില്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും മധ്യേയാണ് എസ് ഒ. ഗാലക്സികളുടെ സ്ഥാനം. ഇവയ്ക്കു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടേതുപോലെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യവും അതിനു ചുറ്റുമായി തളിക (disk)യും ഉണ്ട്. എന്നാല്‍ ഇവയില്‍ സര്‍പ്പിള ഭുജങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്നില്ല. അതുകൊണ്ട് ഇവ സര്‍പ്പിള ഗാലക്സികള്‍ക്കും ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും മധ്യേയുള്ള പരിണാമഘട്ടത്തിലെ ഒരു കണ്ണിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. 'ലെന്‍സു രൂപമുള്ളവ' എന്ന അര്‍ഥത്തില്‍ ലെന്റിക്കുലര്‍ ഗാലക്സികള്‍ (Lenticular galaxies) എന്നും ഇവയെ വിളിക്കാം. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളെപ്പോലെ ഇവയിലും ദണ്ഡുകള്‍ (അഴികള്‍) ഉള്ളവയും ഇല്ലാത്തവയും എന്ന രണ്ട് വിഭാഗങ്ങള്‍ ഉണ്ട്. എസ് ഒ. ഗാലക്സികളില്‍ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പൊതുവേ പ്രായം ചെന്നവയാണ്. ആയതിനാല്‍ ഇവയെ പ്രഥമമാതൃക (Early type) ഗാലക്സികള്‍ എന്ന ഗണത്തിലാണ് ഉള്‍പ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്. ഈ ഗാലക്സികളില്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളിലേതിനെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ വാതകങ്ങളും പൊടിപടലങ്ങളും കാണപ്പെടുന്നു. | ||
| - | + | ||
| - | ====അനിയതാകാര ഗാലക്സികള്‍ | + | ====അനിയതാകാര ഗാലക്സികള്‍==== |
ഈ വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുന്ന ഗാലക്സികള്‍ക്കു നിയതമായ ആകൃതി ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. ഇവ ഹബ്ലിന്റെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ അവസാന ഇനങ്ങളാണ്. ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്ന് 50 കിലോപാര്‍സെക് ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന വലിയ മെഗല്ലാനിക് മേഘപടലങ്ങള്‍ (Large magallanic clouds), 63 കിലോപാര്‍സെക് ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ചെറിയ മെഗല്ലാനിക് മേഘപടലങ്ങള്‍ (Small magallanic clouds) എന്നീ ഗാലക്സികള്‍ ഈ വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുന്നവയാണ്. ഇവയുടെ കേന്ദ്രബിന്ദു കണ്ടുപിടിക്കുക പ്രയാസമാണ്. ഇവയെ Sdm, Sm, Im, Ir എന്നിങ്ങനെ, അവയുടെ നിയതാകാരം കുറയുന്നതിനനുസരിച്ച് തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ദീര്‍ഘവൃത്താകാര, സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് ഇവ പ്രകാശതീവ്രതയും പിണ്ഡവും കുറഞ്ഞവയാണ്. എന്നാല്‍ ഇവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകത്തിന്റെ അളവ് വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ഇവയില്‍ നക്ഷത്ര ജനനത്തോത് കൂടുതലാണ്. | ഈ വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുന്ന ഗാലക്സികള്‍ക്കു നിയതമായ ആകൃതി ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. ഇവ ഹബ്ലിന്റെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ അവസാന ഇനങ്ങളാണ്. ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്ന് 50 കിലോപാര്‍സെക് ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന വലിയ മെഗല്ലാനിക് മേഘപടലങ്ങള്‍ (Large magallanic clouds), 63 കിലോപാര്‍സെക് ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ചെറിയ മെഗല്ലാനിക് മേഘപടലങ്ങള്‍ (Small magallanic clouds) എന്നീ ഗാലക്സികള്‍ ഈ വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുന്നവയാണ്. ഇവയുടെ കേന്ദ്രബിന്ദു കണ്ടുപിടിക്കുക പ്രയാസമാണ്. ഇവയെ Sdm, Sm, Im, Ir എന്നിങ്ങനെ, അവയുടെ നിയതാകാരം കുറയുന്നതിനനുസരിച്ച് തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ദീര്‍ഘവൃത്താകാര, സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് ഇവ പ്രകാശതീവ്രതയും പിണ്ഡവും കുറഞ്ഞവയാണ്. എന്നാല്‍ ഇവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകത്തിന്റെ അളവ് വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ഇവയില്‍ നക്ഷത്ര ജനനത്തോത് കൂടുതലാണ്. | ||
| - | + | ||
| - | ==== സജീവ ഗാലക്സികള്‍ | + | ==== സജീവ ഗാലക്സികള്‍==== |
മുകളില്‍ വിവരിച്ച വര്‍ഗീകരണങ്ങളെല്ലാം ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തിലുള്ളതാണ്. എന്നാല്‍ ഗാലക്സികള്‍ രൂപംകൊണ്ടുമാത്രമല്ല ഭൗതിക സ്വഭാവത്തിലും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളില്‍ത്തന്നെ സാധാരണ ഗാലക്സികളും അല്ലാത്തവയും ഉണ്ട്. ഗാലക്സികളില്‍ സാധാരണയായി പ്രകാശത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം അവയുടെ താപനിലയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇത് പ്ലാങ്ക്സ് നിയമ (Planck's Law) ത്തിന് അനുസൃതമാണ്. താപനില 40,000 K ല്‍ കൂടുതലോ 3000K -ല്‍ താഴെയോ വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഗാലക്സികളില്‍ വളരെ കുറവായിരിക്കും. തന്മൂലം സാധാരണ ഗാലക്സികള്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് മുതല്‍ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് വരെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യമുള്ള കിരണങ്ങള്‍ മാത്രമേ പ്രധാനമായും പുറപ്പെടുവിക്കുകയുള്ളു. എന്നാല്‍ ചില ഗാലക്സികള്‍ വൈദ്യുത കാന്തിക വര്‍ണരാജിയിലെ റേഡിയോ മുതല്‍ ഗാമാ റേ വരെയുള്ള എല്ലാ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലും പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കും. നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു മാത്രം ഇത് പ്രതീക്ഷിക്കാനാവില്ല. റേഡിയോ, എക്സ് റേ മുതലായ വികിരണങ്ങള്‍ ഗാലക്സിയില്‍ നടക്കുന്ന മറ്റു പല ഭൗതിക പ്രതിഭാസങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. നിലവിലുള്ള വിവരങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് അവ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ട പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി രൂപം കൊള്ളുന്നതാണെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ ഊര്‍ജം വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ഇവ ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ ആര്‍ജനം (Accretion) എന്ന പ്രതിഭാസത്തിനുമാത്രമേ കഴിയുകയുള്ളു. തമോഗര്‍ത്തത്തിലേക്കു പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ ഒഴുകിയെത്തുമ്പോള്‍ അവയ്ക്കു ചുറ്റും ഉണ്ടാകുന്ന തളികപോലുള്ള ഭാഗങ്ങള്‍ ആണ് ആര്‍ജിത തളിക (Accretion disk). ഈ പ്രതിഭാസത്തിനു കാരണം ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Super massive balck holes) ആണ്. ഇവയുടെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം 2 x 10<sup>9</sup> മുതല്‍ 5 x 10<sup>9</sup> വരെ ഇരട്ടിയാണ്. ഇങ്ങനെയുള്ള ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവിനെക്കാള്‍ ഏകദേശം 1000 മടങ്ങാണ്. ഇത്തരം ഗാലക്സികളെ പൊതുവേ അതിദീപ്ത ഗാലക്സി കേന്ദ്രങ്ങള്‍ (Active galactic nuclei) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രത വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്നു വളരെ അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന (ചുവപ്പ് നീക്കം~6) അതിദീപ്ത ഗാലക്സിക്കാമ്പുകളെപ്പോലും ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ കഴിയും. ഈ ദൂരത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന സാധാരണ ഗാലക്സികളെ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ കാണുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല. അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളില്‍ ഏറ്റവും പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയ ഗാലക്സികളാണ് ക്വാസാറുകള്‍ (Quasi Stellar Radio Sources, QUASARS). ഇവയുടെ പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയ കേന്ദ്രഭാഗത്തിന് വെറും ഒരു പാര്‍സെക് വ്യാസമേ ഉണ്ടാകുകയുള്ളു. | മുകളില്‍ വിവരിച്ച വര്‍ഗീകരണങ്ങളെല്ലാം ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തിലുള്ളതാണ്. എന്നാല്‍ ഗാലക്സികള്‍ രൂപംകൊണ്ടുമാത്രമല്ല ഭൗതിക സ്വഭാവത്തിലും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളില്‍ത്തന്നെ സാധാരണ ഗാലക്സികളും അല്ലാത്തവയും ഉണ്ട്. ഗാലക്സികളില്‍ സാധാരണയായി പ്രകാശത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം അവയുടെ താപനിലയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇത് പ്ലാങ്ക്സ് നിയമ (Planck's Law) ത്തിന് അനുസൃതമാണ്. താപനില 40,000 K ല്‍ കൂടുതലോ 3000K -ല്‍ താഴെയോ വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഗാലക്സികളില്‍ വളരെ കുറവായിരിക്കും. തന്മൂലം സാധാരണ ഗാലക്സികള്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് മുതല്‍ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് വരെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യമുള്ള കിരണങ്ങള്‍ മാത്രമേ പ്രധാനമായും പുറപ്പെടുവിക്കുകയുള്ളു. എന്നാല്‍ ചില ഗാലക്സികള്‍ വൈദ്യുത കാന്തിക വര്‍ണരാജിയിലെ റേഡിയോ മുതല്‍ ഗാമാ റേ വരെയുള്ള എല്ലാ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലും പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കും. നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു മാത്രം ഇത് പ്രതീക്ഷിക്കാനാവില്ല. റേഡിയോ, എക്സ് റേ മുതലായ വികിരണങ്ങള്‍ ഗാലക്സിയില്‍ നടക്കുന്ന മറ്റു പല ഭൗതിക പ്രതിഭാസങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. നിലവിലുള്ള വിവരങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് അവ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ട പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി രൂപം കൊള്ളുന്നതാണെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ ഊര്‍ജം വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ഇവ ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ ആര്‍ജനം (Accretion) എന്ന പ്രതിഭാസത്തിനുമാത്രമേ കഴിയുകയുള്ളു. തമോഗര്‍ത്തത്തിലേക്കു പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ ഒഴുകിയെത്തുമ്പോള്‍ അവയ്ക്കു ചുറ്റും ഉണ്ടാകുന്ന തളികപോലുള്ള ഭാഗങ്ങള്‍ ആണ് ആര്‍ജിത തളിക (Accretion disk). ഈ പ്രതിഭാസത്തിനു കാരണം ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Super massive balck holes) ആണ്. ഇവയുടെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം 2 x 10<sup>9</sup> മുതല്‍ 5 x 10<sup>9</sup> വരെ ഇരട്ടിയാണ്. ഇങ്ങനെയുള്ള ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവിനെക്കാള്‍ ഏകദേശം 1000 മടങ്ങാണ്. ഇത്തരം ഗാലക്സികളെ പൊതുവേ അതിദീപ്ത ഗാലക്സി കേന്ദ്രങ്ങള്‍ (Active galactic nuclei) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രത വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്നു വളരെ അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന (ചുവപ്പ് നീക്കം~6) അതിദീപ്ത ഗാലക്സിക്കാമ്പുകളെപ്പോലും ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ കഴിയും. ഈ ദൂരത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന സാധാരണ ഗാലക്സികളെ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ കാണുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല. അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളില്‍ ഏറ്റവും പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയ ഗാലക്സികളാണ് ക്വാസാറുകള്‍ (Quasi Stellar Radio Sources, QUASARS). ഇവയുടെ പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയ കേന്ദ്രഭാഗത്തിന് വെറും ഒരു പാര്‍സെക് വ്യാസമേ ഉണ്ടാകുകയുള്ളു. | ||
| + | |||
| + | [[ചിത്രം:Lenticular galaxy2.png|200px|right|thumb|ലെന്റിക്കുലാര്‍ ഗാലക്സി]] | ||
അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളെ ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയത് 1908-ല്‍ കാള്‍ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ്. തോമസ് മാത്യൂസ്, അലന്‍ സാന്‍ഡേജ് എന്നീ ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ നിഗമനങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ മാര്‍ട്ടിന്‍ ഷ്മിറ്റ് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ 3c273 എന്ന ഗാലക്സി ഒരു ക്വാസാര്‍ ആണെന്നു കണ്ടുപിടിച്ചു. ഈ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്നും വളരെ കൂടുതല്‍ റേഡിയോ വികിരണങ്ങള്‍ വരുന്നതായ കണ്ടുപിടിത്തം ക്വാസാറുകളെക്കുറിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ പഠനത്തിനു അടിത്തറപാകി. അറിയപ്പെടുന്ന ക്വാസാറുകളില്‍ അഞ്ച് ശതമാനം മാത്രമേ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളായുള്ളൂ. എന്നാല്‍, എല്ലാ ക്വാസാറുകളും വന്‍തോതില്‍ എക്സ് റേ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുണ്ട്. വളരെ ദൂരത്തുള്ള ക്വാസാറുകള്‍ ദൃശ്യപ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ നോക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ മാത്രമേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളൂ. ഇതിനു കാരണം ക്വാസാറിന്റെ കേന്ദ്രം ഒഴികെയുള്ള ഭാഗങ്ങള്‍ സാധാരണ ഗാലക്സികളിലെപ്പോലെ ആയതിനാല്‍ ദൂരെയുള്ള ക്വാസാറിന്റെ ഈ ഭാഗങ്ങള്‍ മങ്ങിയതായിരിക്കും എന്നതാണ്. ക്വാസാറുകളെ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ പഠനവിധേയമാക്കിയിട്ടുള്ളത് അവയുടെ റേഡിയോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തില്‍ കാണുന്ന രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ നോക്കുമ്പോള്‍ ക്വാസാറുകള്‍ക്ക് ഒരു കേന്ദ്രഭാഗവും അതില്‍നിന്നും ഇരുവശങ്ങളിലേക്കും പുറപ്പെടുന്ന ജെറ്റുകള്‍ (jet) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഭാഗവും, ജെറ്റുകള്‍ അവസാനിക്കുന്ന ഉപാംഗങ്ങള്‍ (lobe) എന്ന ഭാഗങ്ങളുമാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ഉപാംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് പ്രകാശത്തോളം വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോണുകള്‍ കൊണ്ടാണ്. ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്ക് അവ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന കാന്തികമണ്ഡലംമൂലം ത്വരണം സംഭവിക്കുകയും അത് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ സിങ്ക്രോട്രോണ്‍ വികിരണം (Sychrotron radiation) എന്നുവിളിക്കുന്നു. | അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളെ ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയത് 1908-ല്‍ കാള്‍ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ്. തോമസ് മാത്യൂസ്, അലന്‍ സാന്‍ഡേജ് എന്നീ ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ നിഗമനങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ മാര്‍ട്ടിന്‍ ഷ്മിറ്റ് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ 3c273 എന്ന ഗാലക്സി ഒരു ക്വാസാര്‍ ആണെന്നു കണ്ടുപിടിച്ചു. ഈ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്നും വളരെ കൂടുതല്‍ റേഡിയോ വികിരണങ്ങള്‍ വരുന്നതായ കണ്ടുപിടിത്തം ക്വാസാറുകളെക്കുറിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ പഠനത്തിനു അടിത്തറപാകി. അറിയപ്പെടുന്ന ക്വാസാറുകളില്‍ അഞ്ച് ശതമാനം മാത്രമേ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളായുള്ളൂ. എന്നാല്‍, എല്ലാ ക്വാസാറുകളും വന്‍തോതില്‍ എക്സ് റേ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുണ്ട്. വളരെ ദൂരത്തുള്ള ക്വാസാറുകള്‍ ദൃശ്യപ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ നോക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ മാത്രമേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളൂ. ഇതിനു കാരണം ക്വാസാറിന്റെ കേന്ദ്രം ഒഴികെയുള്ള ഭാഗങ്ങള്‍ സാധാരണ ഗാലക്സികളിലെപ്പോലെ ആയതിനാല്‍ ദൂരെയുള്ള ക്വാസാറിന്റെ ഈ ഭാഗങ്ങള്‍ മങ്ങിയതായിരിക്കും എന്നതാണ്. ക്വാസാറുകളെ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ പഠനവിധേയമാക്കിയിട്ടുള്ളത് അവയുടെ റേഡിയോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തില്‍ കാണുന്ന രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ നോക്കുമ്പോള്‍ ക്വാസാറുകള്‍ക്ക് ഒരു കേന്ദ്രഭാഗവും അതില്‍നിന്നും ഇരുവശങ്ങളിലേക്കും പുറപ്പെടുന്ന ജെറ്റുകള്‍ (jet) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഭാഗവും, ജെറ്റുകള്‍ അവസാനിക്കുന്ന ഉപാംഗങ്ങള്‍ (lobe) എന്ന ഭാഗങ്ങളുമാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ഉപാംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് പ്രകാശത്തോളം വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോണുകള്‍ കൊണ്ടാണ്. ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്ക് അവ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന കാന്തികമണ്ഡലംമൂലം ത്വരണം സംഭവിക്കുകയും അത് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ സിങ്ക്രോട്രോണ്‍ വികിരണം (Sychrotron radiation) എന്നുവിളിക്കുന്നു. | ||
എല്ലാ ക്വാസാറുകളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നില്ല. റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കാത്ത ക്വാസാറുകളെ റേഡിയോ നിശ്ശബ്ദ (Radio quiet) ക്വാസാറുകള്‍ എന്നുവിളിക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ദൃശ്യപ്രകാശ വര്‍ണരാജിയിലൂടെ ഇവയെ തിരിച്ചറിയാന്‍ കഴിയും. അതിദീപ്ത കോശങ്ങള്‍ (AGN) ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഗാലക്സികള്‍ ആതിഥേയ ഗാലക്സികള്‍ (Host galaxy) എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇവയുടെ രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി അവയെ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സി (Seyfert galaxy), എന്നും റേഡിയോ ഗാലക്സി (radio galaxy) എന്നും തരംതിരിക്കാം. അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളുടെ കണ്ടെത്തലിനു തുടക്കംകുറിച്ച NGC 1068 എന്ന ഗാലക്സി, ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ഒരു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സിയാണ്. ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ആതിഥേയ ഗാലക്സിക്കു സര്‍പ്പിളാകാര രൂപം ഉള്ളവ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികള്‍ എന്നും ദീര്‍ഘവൃത്താകാരമുള്ളവ റേഡിയോ ഗാലക്സികള്‍ എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. സിഗ്നസ് A, സെന്റാറസ് A എന്നീ ഗാലക്സികള്‍ റേഡിയോ ഗാലക്സികള്‍ക്കു ഉദാഹരണങ്ങള്‍ ആണ്. സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികളില്‍ 5 ശതമാനം മാത്രമേ റേഡിയോ വികിരണങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുള്ളൂ. സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ണരാജിയില്‍ കാണപ്പെടുന്ന ഉത്സര്‍ജന വര്‍ണരേഖ (Emission line) യുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ അവയെ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് I എന്നും സെയ്ഫെര്‍ട്ട് II എന്നും തരംതിരിക്കാം. ആദ്യവിഭാഗത്തിന്റെ വര്‍ണരാജിയില്‍ വിസ്തൃത വര്‍ണരേഖ (Broad emission lines)കളും ഉത്സര്‍ജന കൃശവര്‍ണരേഖകളും കാണപ്പെടുമ്പോള്‍ രണ്ടാമത്തെ വിഭാഗത്തില്‍ ഉത്സര്‍ജന കൃശവര്‍ണരേഖകള്‍ (Narrow emission lines) മാത്രമേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളു. ഇതേ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ റേഡിയോ ഗാലക്സികളെയും വിഭജിക്കാം. | എല്ലാ ക്വാസാറുകളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നില്ല. റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കാത്ത ക്വാസാറുകളെ റേഡിയോ നിശ്ശബ്ദ (Radio quiet) ക്വാസാറുകള്‍ എന്നുവിളിക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ദൃശ്യപ്രകാശ വര്‍ണരാജിയിലൂടെ ഇവയെ തിരിച്ചറിയാന്‍ കഴിയും. അതിദീപ്ത കോശങ്ങള്‍ (AGN) ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഗാലക്സികള്‍ ആതിഥേയ ഗാലക്സികള്‍ (Host galaxy) എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇവയുടെ രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി അവയെ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സി (Seyfert galaxy), എന്നും റേഡിയോ ഗാലക്സി (radio galaxy) എന്നും തരംതിരിക്കാം. അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളുടെ കണ്ടെത്തലിനു തുടക്കംകുറിച്ച NGC 1068 എന്ന ഗാലക്സി, ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ഒരു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സിയാണ്. ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ആതിഥേയ ഗാലക്സിക്കു സര്‍പ്പിളാകാര രൂപം ഉള്ളവ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികള്‍ എന്നും ദീര്‍ഘവൃത്താകാരമുള്ളവ റേഡിയോ ഗാലക്സികള്‍ എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. സിഗ്നസ് A, സെന്റാറസ് A എന്നീ ഗാലക്സികള്‍ റേഡിയോ ഗാലക്സികള്‍ക്കു ഉദാഹരണങ്ങള്‍ ആണ്. സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികളില്‍ 5 ശതമാനം മാത്രമേ റേഡിയോ വികിരണങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുള്ളൂ. സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ണരാജിയില്‍ കാണപ്പെടുന്ന ഉത്സര്‍ജന വര്‍ണരേഖ (Emission line) യുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ അവയെ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് I എന്നും സെയ്ഫെര്‍ട്ട് II എന്നും തരംതിരിക്കാം. ആദ്യവിഭാഗത്തിന്റെ വര്‍ണരാജിയില്‍ വിസ്തൃത വര്‍ണരേഖ (Broad emission lines)കളും ഉത്സര്‍ജന കൃശവര്‍ണരേഖകളും കാണപ്പെടുമ്പോള്‍ രണ്ടാമത്തെ വിഭാഗത്തില്‍ ഉത്സര്‍ജന കൃശവര്‍ണരേഖകള്‍ (Narrow emission lines) മാത്രമേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളു. ഇതേ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ റേഡിയോ ഗാലക്സികളെയും വിഭജിക്കാം. | ||
| - | + | ||
| - | ==== നക്ഷത്ര സ്ഫോടന കുള്ളന്‍ ഗാലക്സികള്‍ | + | ==== നക്ഷത്ര സ്ഫോടന കുള്ളന്‍ ഗാലക്സികള്‍==== |
സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായ മറ്റുതരം ഗാലക്സികളും ഉണ്ട്. അതില്‍ പ്രധാനമാണ് നക്ഷത്രസ്ഫോടന ഗാലക്സികള്‍ (starbust galaxy). സാധാരണ ഗാലക്സികളെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നവയാണിവ. ആകാശഗംഗ വര്‍ഷത്തില്‍ സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ മൂന്ന് ഇരട്ടിയോളം വാതകങ്ങളെ നക്ഷത്രങ്ങളാക്കി മാറ്റുമ്പോള്‍, ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ ഇത് ആകാശഗംഗയിലേതിനെക്കാള്‍ 100 മടങ്ങോ അതിലധികമോ ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ ഉണ്ടാകുന്നതുമൂലം അവയിലെ പൊടിപടലങ്ങള്‍ ചൂടുപിടിച്ച് വിദ്യുത് കാന്തിക വര്‍ണരാജിയിലെ അതിദീര്‍ഘ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. അതിനാല്‍ ഇവയെ അതിദീപ്ത ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ഗാലക്സികള്‍ (Ultra Luminous Infrared Galaxy, ULIRG) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നാസയുടെ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് അസ്ട്രോണമിക്കല്‍ സാറ്റ്ലൈറ്റ് എന്ന ബഹിരാകാശ പേടകത്തിലെ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ ആണ് ഇവയില്‍ ഭൂരിഭാഗത്തെയും കണ്ടെത്തിയത്. മറ്റ് ഗാലക്സികളുമായുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ സമ്പര്‍ക്കത്തിലൂടെയോ അല്ലെങ്കില്‍, അവയുമായുള്ള നിമഗ്മനം (merging) മൂലമോ ആണ് ഇങ്ങനെ വലിയ അളവില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നത്. രണ്ട് ഗാലക്സികള്‍ തമ്മില്‍ സമ്പര്‍ക്കം ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ അവയിലെ വാതകഭാഗങ്ങളില്‍ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രത പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിനു കാരണമാകുന്നു. | സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായ മറ്റുതരം ഗാലക്സികളും ഉണ്ട്. അതില്‍ പ്രധാനമാണ് നക്ഷത്രസ്ഫോടന ഗാലക്സികള്‍ (starbust galaxy). സാധാരണ ഗാലക്സികളെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നവയാണിവ. ആകാശഗംഗ വര്‍ഷത്തില്‍ സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ മൂന്ന് ഇരട്ടിയോളം വാതകങ്ങളെ നക്ഷത്രങ്ങളാക്കി മാറ്റുമ്പോള്‍, ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ ഇത് ആകാശഗംഗയിലേതിനെക്കാള്‍ 100 മടങ്ങോ അതിലധികമോ ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ ഉണ്ടാകുന്നതുമൂലം അവയിലെ പൊടിപടലങ്ങള്‍ ചൂടുപിടിച്ച് വിദ്യുത് കാന്തിക വര്‍ണരാജിയിലെ അതിദീര്‍ഘ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. അതിനാല്‍ ഇവയെ അതിദീപ്ത ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ഗാലക്സികള്‍ (Ultra Luminous Infrared Galaxy, ULIRG) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നാസയുടെ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് അസ്ട്രോണമിക്കല്‍ സാറ്റ്ലൈറ്റ് എന്ന ബഹിരാകാശ പേടകത്തിലെ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ ആണ് ഇവയില്‍ ഭൂരിഭാഗത്തെയും കണ്ടെത്തിയത്. മറ്റ് ഗാലക്സികളുമായുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ സമ്പര്‍ക്കത്തിലൂടെയോ അല്ലെങ്കില്‍, അവയുമായുള്ള നിമഗ്മനം (merging) മൂലമോ ആണ് ഇങ്ങനെ വലിയ അളവില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നത്. രണ്ട് ഗാലക്സികള്‍ തമ്മില്‍ സമ്പര്‍ക്കം ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ അവയിലെ വാതകഭാഗങ്ങളില്‍ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രത പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിനു കാരണമാകുന്നു. | ||
| + | |||
| + | [[ചിത്രം:Galaxy ngc pic23941.png|200px|right|thumb|നക്ഷത്രസ്ഫോടന ഗാലക്സി]] | ||
| - | നിലവില്‍ ലഭിച്ചിട്ടുള്ള വിവരങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ആകാശഗംഗയില്‍ ഉള്‍പ്പെടെ ഏകദേശം എല്ലാ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര, സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലും അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Super massive balck holes) ഉണ്ടെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം അതിന്റെ അരികില്‍ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനം നിരീക്ഷിച്ചതിലൂടെ വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്. അതിന്റെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം 3.6 x 10<sup>6</sup> മടങ്ങ് വരും എന്ന് കണക്കാക്കുന്നു. മറ്റൊരു ഉദാഹരണം വിര്‍ഗോ ക്ലസ്റ്ററിന്റെ (Virgo cluster) നടുവില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന M31 എന്ന ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സിയില്‍ 3 x 10<sup>9</sup> സൗര പിണ്ഡമുള്ള തമോഗര്‍ത്തമാണുള്ളത്. തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ പിണ്ഡം അവ ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഗാലക്സിയുടെ മറ്റ് ഗുണങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് അത് ഗാലക്സിയുടെ പ്രകാശതീവ്രത കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് കൂടുതലായിരിക്കും. | + | നിലവില്‍ ലഭിച്ചിട്ടുള്ള വിവരങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ആകാശഗംഗയില്‍ ഉള്‍പ്പെടെ ഏകദേശം എല്ലാ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര, സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലും അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Super massive balck holes) ഉണ്ടെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം അതിന്റെ അരികില്‍ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനം നിരീക്ഷിച്ചതിലൂടെ വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്. അതിന്റെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം 3.6 x 10<sup>6</sup> മടങ്ങ് വരും എന്ന് കണക്കാക്കുന്നു. മറ്റൊരു ഉദാഹരണം വിര്‍ഗോ ക്ലസ്റ്ററിന്റെ (Virgo cluster) നടുവില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന M31 എന്ന ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സിയില്‍ 3 x 10<sup>9</sup> സൗര പിണ്ഡമുള്ള തമോഗര്‍ത്തമാണുള്ളത്. തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ പിണ്ഡം അവ ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഗാലക്സിയുടെ മറ്റ് ഗുണങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് അത് ഗാലക്സിയുടെ പ്രകാശതീവ്രത കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് കൂടുതലായിരിക്കും. |
| - | + | ||
===ഉത്പത്തിയും പരിണാമവും=== | ===ഉത്പത്തിയും പരിണാമവും=== | ||
ഗാലക്സികളുടെ ഗുണങ്ങള്‍ അവയുടെ രൂപത്തിനനുസരിച്ച് വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. അതുപോലെ തന്നെ ഓരോ തരത്തിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയും അവയുടെ പരിണാമവും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ ലഭ്യമായിട്ടുണ്ടെങ്കിലും ചില തര്‍ക്കങ്ങള്‍ ഇപ്പോഴും നിലനില്ക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെയും പരിണാമത്തെയും വിവരിക്കുവാന്‍ ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ക്കു കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. കംപ്യൂട്ടറുകള്‍ ഉപയോഗിച്ചുള്ള മാതൃകാപഠനം (Simulation) എന്ന സാങ്കേതിക വിദ്യ ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയാണ് ഇത് സാധ്യമാക്കുന്നത്. കൂടുതല്‍ അനുമാനങ്ങള്‍ വേണ്ടിവരുന്നു എന്നതാണ് ഈ സാങ്കേതികവിദ്യയുടെ ന്യൂനത. ഇതുമൂലം ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യത്തിനു നിരവധി ഉത്തരങ്ങള്‍ സാധ്യമാണ്. ഇതില്‍നിന്നും ശരിയായ ഉത്തരം തിരഞ്ഞെടുക്കുവാന്‍ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഗാലക്സികളുടെ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ മാത്രമേ കഴിയൂ. ഇതുതന്നെയാണ് ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന്റെ പ്രധാനവെല്ലുവിളിയും. | ഗാലക്സികളുടെ ഗുണങ്ങള്‍ അവയുടെ രൂപത്തിനനുസരിച്ച് വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. അതുപോലെ തന്നെ ഓരോ തരത്തിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയും അവയുടെ പരിണാമവും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ ലഭ്യമായിട്ടുണ്ടെങ്കിലും ചില തര്‍ക്കങ്ങള്‍ ഇപ്പോഴും നിലനില്ക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെയും പരിണാമത്തെയും വിവരിക്കുവാന്‍ ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ക്കു കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. കംപ്യൂട്ടറുകള്‍ ഉപയോഗിച്ചുള്ള മാതൃകാപഠനം (Simulation) എന്ന സാങ്കേതിക വിദ്യ ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയാണ് ഇത് സാധ്യമാക്കുന്നത്. കൂടുതല്‍ അനുമാനങ്ങള്‍ വേണ്ടിവരുന്നു എന്നതാണ് ഈ സാങ്കേതികവിദ്യയുടെ ന്യൂനത. ഇതുമൂലം ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യത്തിനു നിരവധി ഉത്തരങ്ങള്‍ സാധ്യമാണ്. ഇതില്‍നിന്നും ശരിയായ ഉത്തരം തിരഞ്ഞെടുക്കുവാന്‍ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഗാലക്സികളുടെ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ മാത്രമേ കഴിയൂ. ഇതുതന്നെയാണ് ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന്റെ പ്രധാനവെല്ലുവിളിയും. | ||
| + | |||
| + | [[ചിത്രം:Large-magellanic-cloud.png|200px|right|thumb|വന്‍ മെഗല്ലാനിക് മേഘങ്ങള്‍]] | ||
ഭൂമിയില്‍ നിന്നും മറ്റ് ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുന്നത് ചുവപ്പു നീക്കം (Red shift) എന്ന ഏകകത്തിലാണ്. പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗത നിശ്ചിതമായതിനാല്‍ കൂടുതല്‍ ചുവപ്പുനീക്കത്തില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഭൂതകാലം (Past) നമുക്ക് കാണിച്ചുതരുന്നു. ഇതിനാല്‍ ചുവപ്പുനീക്കം കൂടിയ ഗാലക്സികള്‍ പ്രപഞ്ചോത്പത്തിക്കു ശേഷം ഏറെക്കഴിയും മുമ്പേ ഉണ്ടായവയായിരിക്കും. എന്നാല്‍ ചുവപ്പുനീക്കം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് ഗാലക്സികള്‍ ചെറുതായി കാണപ്പെടുന്നതിനാല്‍ അവയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം സങ്കീര്‍ണമാകുന്നു. ഭൂമിയില്‍ സ്ഥാപിച്ചിട്ടുള്ള ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്താല്‍ ഈ ഗാലക്സികളെ നിരീക്ഷിക്കുക ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. ഹബ്ള്‍ സ്പെയ്സ് ടെലിസ്കോപ് എന്ന ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെയുള്ള പഠനങ്ങളാണ് ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള അറിവുകളെ സമ്പുഷ്ടമാക്കിയത്. ചുവപ്പുനീക്കം കൂടുന്തോറും അസാധാരണ രൂപത്തോടുകൂടിയ ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണത്തില്‍ വന്‍വര്‍ധന ഉണ്ടാകുന്നു. ചുവപ്പുനീക്കം 1 ആയ ഗാലക്സികളുടെ ഏകദേശം 30 ശതമാനത്തോളം ഇത്തരത്തിലുള്ളവയാണ്. ഗാലക്സിയുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് പരിണാമത്തിന്റെ ആദ്യഘട്ടങ്ങളില്‍ തമോദ്രവ്യങ്ങള്‍ ഉള്‍പ്പെടെയുള്ള പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ ഏതാണ്ട് ഒരേ സാന്ദ്രതയിലാണ് പ്രപഞ്ചത്തില്‍ മുഴുവന്‍ വിന്യസിച്ചിരുന്നത്. തുടര്‍ന്നുള്ള ഘട്ടങ്ങളില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംമൂലം അവ പരസ്പരം അടുക്കുവാനും ചെറിയ ചെറിയ കൂട്ടങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുവാനും തുടങ്ങി. ഇവ പരസ്പരം കൂട്ടിയിടിച്ചതിന്റെ ഫലമായി പദാര്‍ഥങ്ങളുടെ വലിയ ദ്വീപുകള്‍ രൂപപ്പെട്ടു. ഇവയുടെ ഭൂരിഭാഗവും തമോദ്രവ്യം ആയിരിക്കും. ഈ പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി സാധാരണ ദ്രവ്യങ്ങള്‍ (Baryo nic matter) തമോദ്രവ്യങ്ങളാല്‍ രൂപംകൊണ്ട മണ്ഡലങ്ങ(halo)ളില്‍ എത്തിച്ചേരുന്നു. അവയുടെ കോണീയ സംവേഗം (Angular Momentum) മൂലം സാധാരണദ്രവ്യങ്ങള്‍ക്കു തകിട് (disk) രൂപം കൈവരുന്നു. സാധാരണ ദ്രവ്യങ്ങള്‍കൊണ്ട് നിര്‍മിച്ച തകിട് തണുക്കുന്നതോടെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുവാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. തകിടിന്റെ വ്യവകലിത പ്രവേഗത്തിന്റെയും കാന്തികവലയങ്ങളുടെയും ഫലമായി അവയില്‍ സര്‍പ്പിളകരങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത്തരത്തില്‍ രൂപംകൊള്ളുന്ന തകിട് ഗാലക്സികളും (Disk Galaxy) സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളും പരസ്പരം കൂട്ടിയിടിക്കുകയും ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിക്കുകാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. കൂട്ടിയിടിക്ക് വിധേയമാകാത്ത തകിട് ഗാലക്സികളിലും സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളിലും ഉണ്ടാകുന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ അസ്ഥിരത (Grvitational instability)മൂലം ഗാലക്സികളില്‍ ദണ്ഡുകള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നു. ഈ ദണ്ഡുകള്‍ വാതകങ്ങളെ ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലേക്കു വഹിക്കുന്ന ഒരു ചോര്‍പ്പ് ആയി പ്രവര്‍ത്തിക്കുകയും അത് കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യ (Bulge) ത്തിനു രൂപം നല്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതു കൂടാതെ ഒരു തകിട് ഗാലക്സിയും മറ്റൊരു ചെറു ഗാലക്സിയുമായുള്ള കൂട്ടിമുട്ടലിന്റെ ഫലമായും രണ്ടു ഗാലക്സികള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം വഴി പരസ്പരം പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നതിന്റെ ഫലമായും കേന്ദ്രസ്ഥൌല്യം രൂപപ്പെടാം. ഇത്തരത്തില്‍ ഒരേ സാന്ദ്രതയില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന പ്രപഞ്ചം പദാര്‍ഥതുരുത്തുകളായും അവ ഗാലക്സികളായും പരിണമിക്കുന്നു എന്ന സിദ്ധാന്തത്തെ ഹൈറാര്‍ക്കിക്കല്‍ സ്ട്രക്ചര്‍ ഫോര്‍മേഷന്‍ (Hierarchical structure formation) എന്നുവിളിക്കുന്നു. | ഭൂമിയില്‍ നിന്നും മറ്റ് ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുന്നത് ചുവപ്പു നീക്കം (Red shift) എന്ന ഏകകത്തിലാണ്. പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗത നിശ്ചിതമായതിനാല്‍ കൂടുതല്‍ ചുവപ്പുനീക്കത്തില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഭൂതകാലം (Past) നമുക്ക് കാണിച്ചുതരുന്നു. ഇതിനാല്‍ ചുവപ്പുനീക്കം കൂടിയ ഗാലക്സികള്‍ പ്രപഞ്ചോത്പത്തിക്കു ശേഷം ഏറെക്കഴിയും മുമ്പേ ഉണ്ടായവയായിരിക്കും. എന്നാല്‍ ചുവപ്പുനീക്കം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് ഗാലക്സികള്‍ ചെറുതായി കാണപ്പെടുന്നതിനാല്‍ അവയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം സങ്കീര്‍ണമാകുന്നു. ഭൂമിയില്‍ സ്ഥാപിച്ചിട്ടുള്ള ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്താല്‍ ഈ ഗാലക്സികളെ നിരീക്ഷിക്കുക ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. ഹബ്ള്‍ സ്പെയ്സ് ടെലിസ്കോപ് എന്ന ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെയുള്ള പഠനങ്ങളാണ് ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള അറിവുകളെ സമ്പുഷ്ടമാക്കിയത്. ചുവപ്പുനീക്കം കൂടുന്തോറും അസാധാരണ രൂപത്തോടുകൂടിയ ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണത്തില്‍ വന്‍വര്‍ധന ഉണ്ടാകുന്നു. ചുവപ്പുനീക്കം 1 ആയ ഗാലക്സികളുടെ ഏകദേശം 30 ശതമാനത്തോളം ഇത്തരത്തിലുള്ളവയാണ്. ഗാലക്സിയുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് പരിണാമത്തിന്റെ ആദ്യഘട്ടങ്ങളില്‍ തമോദ്രവ്യങ്ങള്‍ ഉള്‍പ്പെടെയുള്ള പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ ഏതാണ്ട് ഒരേ സാന്ദ്രതയിലാണ് പ്രപഞ്ചത്തില്‍ മുഴുവന്‍ വിന്യസിച്ചിരുന്നത്. തുടര്‍ന്നുള്ള ഘട്ടങ്ങളില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംമൂലം അവ പരസ്പരം അടുക്കുവാനും ചെറിയ ചെറിയ കൂട്ടങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുവാനും തുടങ്ങി. ഇവ പരസ്പരം കൂട്ടിയിടിച്ചതിന്റെ ഫലമായി പദാര്‍ഥങ്ങളുടെ വലിയ ദ്വീപുകള്‍ രൂപപ്പെട്ടു. ഇവയുടെ ഭൂരിഭാഗവും തമോദ്രവ്യം ആയിരിക്കും. ഈ പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി സാധാരണ ദ്രവ്യങ്ങള്‍ (Baryo nic matter) തമോദ്രവ്യങ്ങളാല്‍ രൂപംകൊണ്ട മണ്ഡലങ്ങ(halo)ളില്‍ എത്തിച്ചേരുന്നു. അവയുടെ കോണീയ സംവേഗം (Angular Momentum) മൂലം സാധാരണദ്രവ്യങ്ങള്‍ക്കു തകിട് (disk) രൂപം കൈവരുന്നു. സാധാരണ ദ്രവ്യങ്ങള്‍കൊണ്ട് നിര്‍മിച്ച തകിട് തണുക്കുന്നതോടെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുവാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. തകിടിന്റെ വ്യവകലിത പ്രവേഗത്തിന്റെയും കാന്തികവലയങ്ങളുടെയും ഫലമായി അവയില്‍ സര്‍പ്പിളകരങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത്തരത്തില്‍ രൂപംകൊള്ളുന്ന തകിട് ഗാലക്സികളും (Disk Galaxy) സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളും പരസ്പരം കൂട്ടിയിടിക്കുകയും ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിക്കുകാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. കൂട്ടിയിടിക്ക് വിധേയമാകാത്ത തകിട് ഗാലക്സികളിലും സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളിലും ഉണ്ടാകുന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ അസ്ഥിരത (Grvitational instability)മൂലം ഗാലക്സികളില്‍ ദണ്ഡുകള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നു. ഈ ദണ്ഡുകള്‍ വാതകങ്ങളെ ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലേക്കു വഹിക്കുന്ന ഒരു ചോര്‍പ്പ് ആയി പ്രവര്‍ത്തിക്കുകയും അത് കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യ (Bulge) ത്തിനു രൂപം നല്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതു കൂടാതെ ഒരു തകിട് ഗാലക്സിയും മറ്റൊരു ചെറു ഗാലക്സിയുമായുള്ള കൂട്ടിമുട്ടലിന്റെ ഫലമായും രണ്ടു ഗാലക്സികള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം വഴി പരസ്പരം പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നതിന്റെ ഫലമായും കേന്ദ്രസ്ഥൌല്യം രൂപപ്പെടാം. ഇത്തരത്തില്‍ ഒരേ സാന്ദ്രതയില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന പ്രപഞ്ചം പദാര്‍ഥതുരുത്തുകളായും അവ ഗാലക്സികളായും പരിണമിക്കുന്നു എന്ന സിദ്ധാന്തത്തെ ഹൈറാര്‍ക്കിക്കല്‍ സ്ട്രക്ചര്‍ ഫോര്‍മേഷന്‍ (Hierarchical structure formation) എന്നുവിളിക്കുന്നു. | ||
ഗാലക്സികളുടെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷവും അവയ്ക്കു വലിയ മാറ്റങ്ങള്‍ സംഭവിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. ഇത് ഗാലക്സിയുടെ പരിണാമം എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സികള്‍ പലതും മറ്റു ഗാലക്സികളുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുകയും അത് പുതിയ വലിയ ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിക്ക് കാരണമാവുകയും ചെയ്യും. ഗാലക്സികളുടെ ഇടയില്‍ കാണപ്പെടുന്ന, സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ മാധ്യമത്തെ 'ഗാലക്സികാന്തര മാധ്യമം' (Inter - galactic medium) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ സാന്ദ്രത വളരെ കുറവായിരിക്കും (~10<sup>3</sup>/m<sup>3</sup> particles per). ഈ മാധ്യമത്തില്‍ക്കൂടി ഗാലക്സികള്‍ വളരെ വേഗത്തില്‍ (7500 km/s) സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. തന്മൂലം ഗാലക്സികളില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന മര്‍ദം അവയുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലാകുകയും അതിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളെ പുറന്തള്ളുന്നതിനു കാരണമാകുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇങ്ങനെ വാതകങ്ങള്‍ നഷ്ടമാകുന്ന സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കു പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാക്കുവാന്‍ കഴിയാതെ വരികയും അവ കാലക്രമേണ മങ്ങിപ്പോവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത് എസ്.ഒ. ഗാലക്സികളായി അറിയപ്പെടുന്നു. ഇങ്ങനെ ഗാലക്സികള്‍ ഒരു രൂപത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു രൂപത്തിലേക്കു മാറുന്നത് രൂപാന്തരണം (Morphological transformation) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഘടകോത്-ഉപഘടകം എന്ന രീതിയുള്ള ഘടനോത്പത്തി സിദ്ധാന്തം (Hierarchical structure formation theory) പ്രകാരം ചുവപ്പു നീക്കം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് സമ്മിലന (Merger)ങ്ങള്‍ കൂടുതലായി സംഭവിക്കുന്നതുമൂലം അസാധാരണ രൂപത്തിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണത്തില്‍ വര്‍ധന ഉണ്ടാകുന്നു. ഹബ്ള്‍ സ്പെയ്സ് ടെലിസ്കോപ് ഉപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ ഇത് വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്. ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട മറ്റ് സിദ്ധാന്തങ്ങളും നിലനില്ക്കുന്നു. അതില്‍ പ്രധാനം ലാര്‍സണ്‍ (Larson) എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ അവതരിപ്പിച്ച ഏകതാനോദ്ഭവ (Monolithic callapse) സിദ്ധാന്തമാണ്. ഇതുപ്രകാരം ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ ഉണ്ടായത് 1000 കോടി വര്‍ഷങ്ങള്‍ മുന്‍പ് വാതകങ്ങള്‍ പെട്ടെന്ന് ഘനീഭവിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടായതുമൂലമാണെന്നും അല്ലാതെ തകിട് ഗാലക്സികളുടെയോ സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെയോ കൂട്ടിയിടിമൂലമല്ലെന്നും വാദിക്കുന്നു. ഈ രണ്ട് സിദ്ധാന്തങ്ങളെയും പൂര്‍ണമായും തള്ളിക്കളയുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല. എങ്കിലും ഹൈറാര്‍ക്കിക്കല്‍ സ്ട്രക്ചര്‍ ഫോര്‍മേഷന്‍ പൊതുവേ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. രൂപത്തിലുള്ള മാറ്റം കൂടാതെ ഗാലക്സികളുടെ നിറം, അവയിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ലോഹാംശം എന്നിവയും കാലക്രമേണ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ നിറം കൂടുതല്‍ ചുവപ്പ് ആകുകയും ലോഹാംശം കൂടിക്കൊണ്ടിരിക്കുകയും ചെയ്യും. | ഗാലക്സികളുടെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷവും അവയ്ക്കു വലിയ മാറ്റങ്ങള്‍ സംഭവിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. ഇത് ഗാലക്സിയുടെ പരിണാമം എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സികള്‍ പലതും മറ്റു ഗാലക്സികളുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുകയും അത് പുതിയ വലിയ ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിക്ക് കാരണമാവുകയും ചെയ്യും. ഗാലക്സികളുടെ ഇടയില്‍ കാണപ്പെടുന്ന, സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ മാധ്യമത്തെ 'ഗാലക്സികാന്തര മാധ്യമം' (Inter - galactic medium) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ സാന്ദ്രത വളരെ കുറവായിരിക്കും (~10<sup>3</sup>/m<sup>3</sup> particles per). ഈ മാധ്യമത്തില്‍ക്കൂടി ഗാലക്സികള്‍ വളരെ വേഗത്തില്‍ (7500 km/s) സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. തന്മൂലം ഗാലക്സികളില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന മര്‍ദം അവയുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലാകുകയും അതിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളെ പുറന്തള്ളുന്നതിനു കാരണമാകുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇങ്ങനെ വാതകങ്ങള്‍ നഷ്ടമാകുന്ന സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കു പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാക്കുവാന്‍ കഴിയാതെ വരികയും അവ കാലക്രമേണ മങ്ങിപ്പോവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത് എസ്.ഒ. ഗാലക്സികളായി അറിയപ്പെടുന്നു. ഇങ്ങനെ ഗാലക്സികള്‍ ഒരു രൂപത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു രൂപത്തിലേക്കു മാറുന്നത് രൂപാന്തരണം (Morphological transformation) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഘടകോത്-ഉപഘടകം എന്ന രീതിയുള്ള ഘടനോത്പത്തി സിദ്ധാന്തം (Hierarchical structure formation theory) പ്രകാരം ചുവപ്പു നീക്കം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് സമ്മിലന (Merger)ങ്ങള്‍ കൂടുതലായി സംഭവിക്കുന്നതുമൂലം അസാധാരണ രൂപത്തിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണത്തില്‍ വര്‍ധന ഉണ്ടാകുന്നു. ഹബ്ള്‍ സ്പെയ്സ് ടെലിസ്കോപ് ഉപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ ഇത് വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്. ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട മറ്റ് സിദ്ധാന്തങ്ങളും നിലനില്ക്കുന്നു. അതില്‍ പ്രധാനം ലാര്‍സണ്‍ (Larson) എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ അവതരിപ്പിച്ച ഏകതാനോദ്ഭവ (Monolithic callapse) സിദ്ധാന്തമാണ്. ഇതുപ്രകാരം ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ ഉണ്ടായത് 1000 കോടി വര്‍ഷങ്ങള്‍ മുന്‍പ് വാതകങ്ങള്‍ പെട്ടെന്ന് ഘനീഭവിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടായതുമൂലമാണെന്നും അല്ലാതെ തകിട് ഗാലക്സികളുടെയോ സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെയോ കൂട്ടിയിടിമൂലമല്ലെന്നും വാദിക്കുന്നു. ഈ രണ്ട് സിദ്ധാന്തങ്ങളെയും പൂര്‍ണമായും തള്ളിക്കളയുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല. എങ്കിലും ഹൈറാര്‍ക്കിക്കല്‍ സ്ട്രക്ചര്‍ ഫോര്‍മേഷന്‍ പൊതുവേ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. രൂപത്തിലുള്ള മാറ്റം കൂടാതെ ഗാലക്സികളുടെ നിറം, അവയിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ലോഹാംശം എന്നിവയും കാലക്രമേണ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ നിറം കൂടുതല്‍ ചുവപ്പ് ആകുകയും ലോഹാംശം കൂടിക്കൊണ്ടിരിക്കുകയും ചെയ്യും. | ||
| - | + | ||
===ഗാലക്സി വ്യൂഹങ്ങളും കൂട്ടങ്ങളും=== | ===ഗാലക്സി വ്യൂഹങ്ങളും കൂട്ടങ്ങളും=== | ||
| വരി 76: | വരി 82: | ||
വിര്‍ഗോ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററിനു ചുറ്റുമായി സെന്റാറസ് സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍ ഹൈഡ്രാ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍, കോമാ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍, തുടങ്ങിയ അനേകം സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളും അവ ചേര്‍ന്ന വന്‍ മതിലുകളും ദൃശ്യമാണ്. ത്രിമാനമായി വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ഇവയുടെ ഒരു ദ്വിമാന (Projection) ആണ് ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത്. മതില്‍ എന്നു കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് യഥാര്‍ഥ മതിലിന്റെ ഛേദതലം മാത്രമാണെന്ന് വ്യക്തം. | വിര്‍ഗോ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററിനു ചുറ്റുമായി സെന്റാറസ് സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍ ഹൈഡ്രാ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍, കോമാ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍, തുടങ്ങിയ അനേകം സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളും അവ ചേര്‍ന്ന വന്‍ മതിലുകളും ദൃശ്യമാണ്. ത്രിമാനമായി വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ഇവയുടെ ഒരു ദ്വിമാന (Projection) ആണ് ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത്. മതില്‍ എന്നു കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് യഥാര്‍ഥ മതിലിന്റെ ഛേദതലം മാത്രമാണെന്ന് വ്യക്തം. | ||
| + | |||
| + | [[ചിത്രം:Local Super cluster.png|300px]] | ||
ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളില്‍ 90 ശതമാനം പദാര്‍ഥവും ആദൃശ്യമാണ്. സ്വാഭാവികമായും സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍ മതിലുകള്‍ക്കുള്ളിലെ 'ശൂന്യസ്ഥലം' 'ഒന്നുമില്ലായ്മ'യല്ല. മതിലുകളിലെ ദൃശ്യപദാര്‍ഥത്തിനു തുല്യ അളവില്‍ 'ഇരുണ്ട പദാര്‍ഥം' (Dark matter) ഈ ശൂന്യ സ്ഥലങ്ങളിലുണ്ടാകണം. നമുക്കു സമീപമുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും ചലനം നിരീക്ഷിക്കുന്ന ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരെ അദ്ഭുതപ്പെടുത്തുന്ന ഒരു വസ്തുത, ഹൈഡ്രാ-സെന്റാറസ് സൂപ്പര്‍ക്ലസ്റ്ററുകള്‍പ്പുറത്തേക്ക്, അവയില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന ഒരാകര്‍ഷണ ബലമാണ്. വളരെ വലിയ ഒരു പിണ്ഡം-ഒരു വന്‍ ആകര്‍ഷണ കേന്ദ്രം (Great Attractor) അവിടെ, ഏകദേശം 150 mpc അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു എന്നാണത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഇത് ഇനിയും പൂര്‍ണമായും തെളിയിക്കപ്പെട്ടു കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. തെളിയിക്കപ്പെട്ടാല്‍ അതിനര്‍ഥം, പ്രപഞ്ചത്തിലെ പദാര്‍ഥവിന്യാസം തികച്ചും ഏകസമാനം (Uniform) അല്ല എന്നായിരിക്കും. | ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളില്‍ 90 ശതമാനം പദാര്‍ഥവും ആദൃശ്യമാണ്. സ്വാഭാവികമായും സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍ മതിലുകള്‍ക്കുള്ളിലെ 'ശൂന്യസ്ഥലം' 'ഒന്നുമില്ലായ്മ'യല്ല. മതിലുകളിലെ ദൃശ്യപദാര്‍ഥത്തിനു തുല്യ അളവില്‍ 'ഇരുണ്ട പദാര്‍ഥം' (Dark matter) ഈ ശൂന്യ സ്ഥലങ്ങളിലുണ്ടാകണം. നമുക്കു സമീപമുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും ചലനം നിരീക്ഷിക്കുന്ന ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരെ അദ്ഭുതപ്പെടുത്തുന്ന ഒരു വസ്തുത, ഹൈഡ്രാ-സെന്റാറസ് സൂപ്പര്‍ക്ലസ്റ്ററുകള്‍പ്പുറത്തേക്ക്, അവയില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന ഒരാകര്‍ഷണ ബലമാണ്. വളരെ വലിയ ഒരു പിണ്ഡം-ഒരു വന്‍ ആകര്‍ഷണ കേന്ദ്രം (Great Attractor) അവിടെ, ഏകദേശം 150 mpc അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു എന്നാണത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഇത് ഇനിയും പൂര്‍ണമായും തെളിയിക്കപ്പെട്ടു കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. തെളിയിക്കപ്പെട്ടാല്‍ അതിനര്‍ഥം, പ്രപഞ്ചത്തിലെ പദാര്‍ഥവിന്യാസം തികച്ചും ഏകസമാനം (Uniform) അല്ല എന്നായിരിക്കും. | ||
(വിനു വിക്രം) | (വിനു വിക്രം) | ||
Current revision as of 13:06, 30 മാര്‍ച്ച് 2016
ഉള്ളടക്കം |
ഗാലക്സി
Galaxy
അനേക കോടി നക്ഷത്രങ്ങളും നെബുലകളും നക്ഷത്രാന്തര പൊടിപടലങ്ങളും വാതകങ്ങളും നിരീക്ഷണങ്ങള്‍കൊണ്ടു കാണുവാന്‍ കഴിയാത്ത പദാര്‍ഥങ്ങളും ഊര്‍ജരൂപങ്ങളും (Dark matter and dark energy) ചേര്‍ന്ന, ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബന്ധിതമായ (gravitationally bound) വ്യവസ്ഥ. സ്ഥൂലപ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അടിസ്ഥാന നിര്‍മാണഘടകമാണ് ഗാലക്സികള്‍ എന്നു പറയാം. പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏകദേശം 125 ബില്ല്യണ്‍ ഗാലക്സികള്‍ ഉണ്ടെന്നു കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. പക്ഷേ ഇവയെ ഉള്‍ക്കൊള്ളാന്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വളരെ ചെറിയ ശതമാനം സ്ഥലം മാത്രമേ വേണ്ടി വരുന്നുള്ളൂ; ഏറെയും ഗാലക്സികള്‍ക്കിടയിലെ 'സ്പെയ്സ്' ആണ്. ദൃശ്യ പ്രകാശത്തില്‍ നോക്കുമ്പോള്‍ ഒരു ഗാലക്സിയുടെ ഏകദേശ വ്യാസം 20 കിലോപാര്‍സെക് (1 Kpc = 3260 പ്രകാശവര്‍ഷം) ആണ്. പക്ഷേ ഗാലക്സികളുടെ അതിര്‍ത്തി അതിലും ഏറെ ദൂരം വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നതായി റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെയോ എക്സ് റേ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെയോ സഹായത്താല്‍ കാണുവാന്‍ കഴിയും. ദൃശ്യപ്രകാശത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. പക്ഷേ ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ വളരെ ചെറിയ ശതമാനം മാത്രമേ ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലൂടെ കാണുന്നുള്ളൂ. ഭൂരിഭാഗം പിണ്ഡവും തമോവസ്തു (Dark matter) എന്നു വിളിക്കപ്പെടുന്ന പദാര്‍ഥത്തിന്റെ രൂപത്തിലാണ് വര്‍ത്തിക്കുന്നത്. ഇവയുടെ സ്വഭാവ സവിശേഷതകളെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ അറിവ് പരിമിതമാണ്.
വര്‍ഗീകരണം
ആകൃതിയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി ഗാലക്സികളെ പ്രധാനമായും ദീര്‍ഘവൃത്താകാരം (Elliptical), സര്‍പ്പിളം (Spiral), ക്രമരഹിതം (Irregular), അതിസജീവം (Active), കുള്ളന്‍ (Dwarf), നക്ഷത്രവിസ്ഫോടകം (Starburst) എന്നിങ്ങനെ ആറായി തരംതിരിക്കാം. അതിസജീവ, കുള്ളന്‍, നക്ഷത്രവിസ്ഫോടക ഗാലക്സികള്‍ സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നു ഗുണപരമായി വ്യത്യസ്തമാണ്. ഗാലക്സിയുടെ നിറം, നക്ഷത്രരൂപീകരണ നിരക്ക് (Star formation rate) തുടങ്ങിയ പല കാര്യങ്ങളിലും അവ തികച്ചും വിഭിന്നമാണ്. ഇപ്പോള്‍ നിലവിലിരിക്കുന്ന ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയുടെ ഉപജ്ഞാതാവ് എഡ്വിന്‍ ഹബ്ള്‍ എന്ന അമേരിക്കന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ്. ഇദ്ദേഹം 1932-ല്‍ അവതരിപ്പിച്ച വര്‍ഗീകരണ സമ്പ്രദായത്തിന് ചുരുക്കം ചില മാറ്റങ്ങള്‍ മാത്രമേ വന്നിട്ടുള്ളൂ. ഉദാ. SO എന്ന ഇനം ഗാലക്സികളെ വര്‍ഗീകരണത്തില്‍ ഉള്‍പ്പെടുത്തി. ഇവ പ്രഥമ മാതൃകാ ഗാലക്സികള്‍ (Early type galaxy) എന്നറിയപ്പെടുന്നു; സര്‍പ്പിള, ക്രമരഹിത ഗാലക്സികളെ ദ്വിതീയ മാതൃകാ ഗാലക്സികള്‍ (Late type galaxies) എന്നും വിളിക്കുന്നു. ഓരോ തരം ഗാലക്സികളുടെയും ഉത്പത്തിയും പരിണാമവും സ്വഭാവവും ഓരോ തരത്തിലാണ്. ഹബ്ലിന്റെ വര്‍ഗീകരണത്തിന്റെ മൂന്ന് അടിസ്ഥാന ഘടകങ്ങള്‍ താഴെ പറയുന്നു. 1. ഗാലക്സികളുടെ ആകൃതി, 2. ഗാലക്സികളുടെ നടുവിലെ തള്ളിയ ഭാഗവും (Bulge) ചുറ്റുമുളള തളികാഭാഗവും (Disc) തമ്മിലുള്ള ആനുപാതിക വലുപ്പം, 3. ഗാലക്സികളുടെ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ (Spiral arms) എത്രമാത്രം ഇടുങ്ങിയതാണ് എന്നത്.
ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍
ഹബ്ലിന്റെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ ആദ്യയിനമാണ് ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍. ഇവ ഗോളാകൃതിയിലോ ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതിയിലോ കാണപ്പെടാം. ഇവയ്ക്കു മധ്യത്തിലെ ഉന്തിയഭാഗം മാത്രമേ ഉണ്ടായിരിക്കുകയുള്ളു. സര്‍പ്പിളഘടന കാണപ്പെടുന്നില്ല. ഇവ പല വലുപ്പത്തിലും ദ്യുതിയിലും ഉണ്ടാകാം. വലുപ്പത്തിന്റെയും ദ്യുതിയുടെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ഇവയെ കുള്ളന്‍, സാധാരണം (Normal), cD എന്നിങ്ങനെ പ്രധാനമായും മൂന്നായി തരംതിരിക്കാം. അതില്‍ cD വിഭാഗത്തിന്റെ വലുപ്പം 1Mpc (106pc) വരെയാണ്. കൂടാതെ cD ഗാലക്സികള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് സാധാരണ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ പ്രകാശത്തിന്റെ 10 മുതല്‍ 100 വരെ ഇരട്ടിയാണ്. സാധാരണ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 108 മുതല്‍ 1013 വരെ ആണ്. എന്നാല്‍ cD ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 1012 മുതല്‍1014 വരെ മടങ്ങുവരും. കുള്ളന്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്ക് 108-109 സൗരപിണ്ഡം മാത്രമേ ഉണ്ടാവുകയുള്ളൂ. ഇതില്‍ നിന്നും ഗാലക്സികള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശവും അവയുടെ പിണ്ഡവും ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നു മനസ്സിലാക്കാം. അതായത് ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് അവയുടെ പ്രകാശവും വര്‍ധിക്കുന്നു.
ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളില്‍ പ്രധാനമായും പ്രായമായ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ആയതിനാല്‍ ഇവ ചുവപ്പ് ഛായയില്‍ വര്‍ത്തിക്കുന്നു. ഇവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളുടെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും അളവ് വളരെ കുറവായതിനാല്‍ ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ നക്ഷത്രരൂപീകരണം അത്യപൂര്‍വമായിരിക്കും. ഇവയിലെ വാതകങ്ങളുടെയും നിഷ്പക്ഷ ഹൈഡ്രജന്റെയും സാന്നിധ്യം എക്സ് റേ വികിരണങ്ങളിലൂടെയും റേഡിയോ വികിരണങ്ങളിലൂടെയുമാണ് കൂടുതലും വ്യക്തമാകുന്നത്. ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ ലോഹാംശത്തിന്റെ അളവ് അവയുടെ കേന്ദ്രത്തിലേക്കു പോകുന്തോറും വര്‍ധിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും.
ദീര്‍ഘാകാര ഗാലക്സികളുടെ ദീര്‍ഘവൃത്താകാരത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി അവയെ E0, E1, ...E7 എന്നിങ്ങനെ എട്ടായി തരംതിരിക്കാം. 0, 1, ...7 എന്നീ അക്കങ്ങള്‍ അവയുടെ ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഇവയില്‍ E0 ഗാലക്സികള്‍ E1 ഗാലക്സികളെക്കാള്‍ ഉരുണ്ടതായിരിക്കും. E7 ഗാലക്സികളാകട്ടെ ഏറ്റവും നീണ്ട അവസ്ഥയില്‍ കാണപ്പെടുന്നു. പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞ ഗാലക്സികള്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതിയില്‍ കാണപ്പെടുന്നത് അവയുടെ ഭ്രമണംമൂലമുണ്ടാകുന്ന അപകേന്ദ്രബലം കൊണ്ടാകാം. എന്നാല്‍ പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതി കൂടുതല്‍ സങ്കീര്‍ണമാണ്. ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്ക് വളരെകുറഞ്ഞ കോണീയ സംവേഗമേ (Angular momentum) ഉള്ളൂ; ചില ഗാലക്സികള്‍ കറങ്ങുന്നേയുണ്ടാവില്ല. എന്നാല്‍, ഗാലക്സി കേന്ദ്രത്തിനു ചുറ്റും നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കറങ്ങുന്നുണ്ടാകും. ഒരു ദിശയില്‍ കറങ്ങുന്നതിനു ഏകദേശം തുല്യ എണ്ണം മറുദിശയില്‍ കറങ്ങുന്നുണ്ടാകും. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കറക്കം തികച്ചും അനിയതം (Random) ആണെങ്കില്‍ ഗാലക്സീരൂപം ഏകദേശം ഗോളാകാരം (Eo) ആയിരിക്കും. ഒരു പ്രത്യേക ദിശയില്‍ കറങ്ങുന്നവയുടെ എണ്ണം കൂടുന്നതനുസരിച്ച് ആ ദിശയില്‍ കൂടുതല്‍ പരന്നരൂപം കൈവരുന്നു. ശരിക്കും ദീര്‍ഘാകാര ഗാലക്സികളുടെ രൂപം ഒരു ത്രിഅക്ഷ എലിപ്സോയിഡിന്റേത് (triaxial ellipsoid) ആണെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. നമ്മള്‍ കാണുന്ന ദിശ അനുസരിച്ച് രൂപത്തില്‍ മാറ്റമുണ്ടാകും.
സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍
സര്‍പ്പിളാകാര ഘടനയോടുകൂടിയ തകിടുകളായി (Disk) കാണപ്പെടുന്നയിനം ഗാലക്സികളാണിവ. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയായ ആകാശഗംഗ സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സിക്ക് ഉദാഹരണമാണ്. പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിക്കുന്നത് ഇത്തരം ഗാലക്സികളിലാണ്. ഇവയില്‍ അഴികളോടുകൂടിയവയും (Barred) അവ ഇല്ലാത്തവയും ഉണ്ട്. ഗാലക്സികളുടെ മധ്യഭാഗത്ത് ഒരു തടിച്ച ദണ്ഡുപോലെ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രവിതരണമാണ് അഴികള്‍ (Bar). ഇത്തരം ഗാലക്സികളുടെ സര്‍പ്പിളാകാര കരങ്ങള്‍ (Spiral arms) എത്രമാത്രം ഇടുങ്ങിയതാണ്, അവയുടെ മധ്യസ്ഥൗലം എത്രമാത്രം വലുപ്പം ഉള്ളതാണ് എന്നിവയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി ഇവയെ വീണ്ടും Sa, Sb, Sc, Sd.... എന്നും SBa, SBb, SBc, SBd.... എന്നും തരംതിരിക്കാം. ഇതില്‍ Sa ഗാലക്സികള്‍ അഴികള്‍ (Bar) ഇല്ലാത്തതും മധ്യംവീര്‍ത്ത് സ്ഥൂലമായതും (Central bulge) ഇടുങ്ങിയ സര്‍പ്പിളാകാര കരങ്ങളോടു കൂടിയതും ആയിരിക്കും. SBa ഗാലക്സികളുടെ മധ്യഭാഗത്ത് അഴി കാണപ്പെടുന്നതൊഴിച്ചാല്‍ ഇവയ്ക്കു Sa ഗാലക്സികളുമായി വലിയ വ്യത്യാസം ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. Sa (SBa) ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും Sd (SBd) ഗാലക്സികളിലേക്കു പോകുമ്പോള്‍ അവയുടെ സര്‍പ്പിളാകാര കരങ്ങള്‍ വളരെ അയഞ്ഞു കാണപ്പെടുന്നു. അഴികളുടെ അറ്റത്തുനിന്നാണ് സര്‍പ്പിളഭുജങ്ങളുടെ തുടക്കം. Sa, SBa തുടങ്ങിയ ഇനം ഗാലക്സികളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനം Sd, SBd തുടങ്ങിയ ഗാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ കുറവാണ്. മധ്യത്തിലെ വീര്‍ത്തഭാഗത്തിന്റെ വലുപ്പം Sa (SBa) യില്‍ നിന്ന് Sd, (SBd)യിലേക്ക് പോകുന്തോറും കുറഞ്ഞുവരും. മധ്യഭാഗത്തുള്ള തകിട് മാത്രമുള്ള എന്നാല്‍ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ ഇല്ലാത്ത ഗാലക്സികളെ So വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നു.
സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് താരതമ്യേന പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞവയാണ്. കൂടാതെ ഇവയുടെ ദ്രവ്യമാനം സൂര്യപിണ്ഡത്തിന്റെ 109 മുതല്‍ 1012 വരെ മടങ്ങുമാണ്. ഇതും ദീര്‍ഘവൃത്താകാരങ്ങളുടേതിനെക്കാള്‍ കുറവാണ്. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ 70 ശതമാനവും അഴികളോടു കൂടിയവയാണ്. ഈ പ്രത്യേക ഘടന ഗാലക്സികളുടെ പരിണാമത്തില്‍ പ്രധാന പങ്കുവഹിക്കുന്നു. അഴികള്‍ ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലേക്കു വാതകങ്ങളെ ഒഴുക്കിക്കൊണ്ട് വരികയും അത് പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിനു വഴിയൊരുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. തത്ഫലമായി ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലെ തള്ളിയഭാഗം വലുതാകുകയും ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തില്‍ മാറ്റം സംഭവിക്കുകയും ചെയ്യും.
ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളിലെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഭൂരിഭാഗവും വളരെ പ്രായംചെന്നവയാണെങ്കില്‍ സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളില്‍ അവ താരതമ്യേന ചെറുപ്പം ആയിരിക്കും. ഇതിനു പ്രധാനകാരണം സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളില്‍ വാതകങ്ങളുടെ അളവ് വളരെ കൂടുതലാണ് എന്നതാണ്. വാതകങ്ങളുടെ അളവ് വര്‍ധിക്കുമ്പോള്‍ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകാനുള്ള സാധ്യതയും വര്‍ധിക്കുന്നു. വാതകങ്ങള്‍ കൂടുതലായും കാണപ്പെടുന്നത് സര്‍പ്പിള കരങ്ങളിലാണ്. തന്മൂലം സര്‍പ്പിളാകാര കരങ്ങളിലാണ് ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിക്കുന്നത്. അതുകൊണ്ട് തന്നെ ഈ കരങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ പ്രകാശ തീവ്രതയുള്ളതും മറ്റുഭാഗങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ചു നീലനക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂടുതലുളളതും ആയിരിക്കും. സര്‍പ്പിള ഗാലക്സികളിലെ പ്രായമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂടുതലായും കാണപ്പെടുന്നത് മധ്യസ്ഥൗലത്തില്‍ ആണ്. അവയുടെ പരിക്രമണ വേഗത പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കാള്‍ വളരെ കൂടുതലായിരിക്കും. എഗ്ഗന്‍ ഡി.ജെ., ലെയ്ഡന്‍ ബെല്‍ ഡി., സാന്‍ഡേജ് എ.ആര്‍. എന്നീ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ 1962-ല്‍, നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലെ പ്രായമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടത്തിയ പഠനങ്ങളില്‍ നിന്നും വ്യക്തമായത് ഇവയുടെ വേഗത ഗാലക്സിയുടെ ഉത്പത്തിയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രായത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ഗാലക്സിയുടെ തകിടുപോലുള്ള ഭാഗം പല അടുക്കുകളായി വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഏറ്റവും നടുവിലുള്ള തകിടിലാണ് കൂടുതല്‍ വാതകങ്ങളും പൊടിപടലങ്ങളും കേന്ദ്രീകരിക്കുന്നത്. ഈ തകിട് കൃശചക്രം (Thin disk) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇവിടെയാണ് ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജന്മമെടുക്കുന്നത്. ഗാലക്സിയുടെ ഏറ്റവും പുറത്തെ തകിടാണ് സ്ഥൂലചക്രം (Thick disk). ഇത് കൂടുതലായും നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് പ്രായമായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൊണ്ടാണ്. കൃശചക്രം ഗാലക്സിയുടെ പ്രതലത്തില്‍ (Galactic plane) നിന്നും 100 pc മുതല്‍ 325 pc വരെയും സ്ഥൂലചക്രം 1500 pc വരെയും വ്യാപിച്ചുകിടക്കുന്നു. സ്ഥൂലചക്രത്തിനു പുറമേ ഗാലക്സികളുടെ മധ്യസ്ഥൗലത്തിലും പഴയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. കൃശചക്രത്തില്‍ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തില്‍ 2 ശതമാനം ഉള്‍ക്കൊളളുന്നത് ലോഹങ്ങള്‍ (ഹീലിയത്തെക്കാള്‍ അണുപിണ്ഡം കൂടിയ മൂലകങ്ങള്‍) ആയിരിക്കും. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ സമഷ്ടി I (population I) നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. സൂര്യന്‍ ഈ ഗണത്തില്‍പ്പെടുന്ന നക്ഷത്രമാണ്. എന്നാല്‍ സ്ഥൂലചക്രത്തിലും മധ്യത്തെ തള്ളിയ ഭാഗത്തും കാണപ്പെടുന്ന ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പിണ്ഡത്തിന്റെ 0.1 ശതമാനം മാത്രമേ ലോഹങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുകയുള്ളു. ഇവ സമഷ്ടി II (Population II) നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ സ്ഥൂലചക്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തെക്കാള്‍ 2 x 109 മുതല്‍ 4 x 109 വരെ ഇരട്ടിയാണ്. കൃശ ചക്രത്തിന്റെ ഭാരം ഇതിനെക്കാള്‍ 15 മുതല്‍ 30 വരെ ഇരട്ടിയും. കേന്ദ്രസ്ഥൗലത്തിന്റെ പിണ്ഡം സ്ഥൂലചക്രത്തിന്റെ 2 മുതല്‍ 5 വരെ ഇരട്ടിയാണ്. കൃശചക്രത്തില്‍ നിന്നും പുറപ്പെടുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് സ്ഥൂലചക്രമുണ്ടാക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവിനെക്കാള്‍ 90 ഇരട്ടിയിലധികവും കേന്ദ്രസ്ഥൗലത്തില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ ആറ് ഇരട്ടിയുമാണ്. എന്നാല്‍ താരതമ്യേന പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞ സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ പ്രകാശത്തിന്റെ പകുതിയും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് സ്ഥൂലചക്രമാണ്. ഇതില്‍ നിന്നും പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയതും കുറഞ്ഞതുമായ ഗാലക്സികളുടെ സാമ്യത അവയുടെ രൂപത്തില്‍ മാത്രമാണെന്നും, അടിസ്ഥാനപരമായി അവ വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നുവെന്നും മനസ്സിലാക്കാം.
ഭ്രമണം. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ മറ്റൊരു സവിശേഷതയാണ് കേന്ദ്രത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള അവയുടെ ഭ്രമണം. ഇവിടെ ഭ്രമണം എന്നുദ്ദേശിക്കുന്നത് അവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും കറക്കമാണ്. ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്തുനിന്നും ദൂരേക്കു വരുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ വേഗത്തില്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ വ്യവകലിത ഭ്രമണം (Differential rotation) എന്നു വിളിക്കുന്നു. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ സര്‍പ്പിളകരങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുവാനുള്ള കാരണം അവയുടെ വ്യവകലിത ഭ്രമണമാണ്. ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്നും അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പരിക്രമണപ്രവേഗം (Orbital velocity) അതിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിനുള്ളില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അതായത്, ദൂരം കൂടുന്തോറും ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ വ്യാസം വര്‍ധിക്കുകയും അത് ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ദ്രവ്യമാനം വര്‍ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നതിലൂടെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണപ്രവേഗത്തിലും വര്‍ധനയുണ്ടാകുന്നു. എന്നാല്‍, ഗാലക്സിയുടെ ദൃശ്യഭാഗത്ത് നിന്നും അകലേക്കു പോകുന്തോറും ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ദ്രവ്യമാനം ഏകദേശം സ്ഥിരമായതിനാല്‍ ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭ്രമണപ്രവേഗത്തില്‍ കുറവു വരുമെന്നു വേണം പ്രതീക്ഷിക്കാന്‍. എന്നാല്‍ ഗാലക്സികളുടെ ദൃശ്യഭാഗങ്ങളില്‍ നിന്നും അകലേക്കു പോകുമ്പോള്‍ ഭ്രമണപ്രവേഗം സ്ഥിരമായി നിലകൊള്ളുന്നു എന്ന് നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ കാണിക്കുന്നു. കാണാദ്രവ്യങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യമാണ് ഭ്രമണപ്രവേഗത്തില്‍ കുറവുണ്ടാകാതിരിക്കാന്‍ കാരണം എന്നാണ് അനുമാനം. കാണദ്രവ്യത്തില്‍ തമോദ്രവ്യവും (dark matter) അദൃശ്യമായ സാധാരണ പദാര്‍ഥങ്ങളും (Baryonic matter) (ഉദാ: ഉഷ്ണ വാതകങ്ങള്‍, വ്യാഴത്തെപ്പോലുള്ള ഗ്രഹങ്ങള്‍, ബ്രൌണ്‍ കുള്ളന്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍) അങ്ങനെ അല്ലാത്തവയും (Non-baryonic) (ഉദാ.ന്യൂട്രിനോ) ഉണ്ടായേക്കാം. എങ്കിലും ഇവയുടെ ഭൂരിഭാഗവും നോണ്‍ ബാരിയോണിക് ആയിരിക്കണം. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ ഭ്രമണം അവയുടെ പ്രകാശതീവ്രതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അതായത് കൂടുതല്‍ പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഗാലക്സികള്‍ കൂടുതല്‍ വേഗത്തില്‍ കറങ്ങുന്നു. ഈ ബന്ധത്തെ 'ടുള്ളി-ഫിഷര്‍ ബന്ധം' (Tully-Fisher relationship) എന്ന് വിശേഷിപ്പിക്കുന്നു. ഇത് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തില്‍ ഏറെ പ്രാധാന്യം അര്‍ഹിക്കുന്നു. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം അളക്കുവാന്‍ ഇത് പ്രയോജനപ്പെടുന്നു.
മറ്റു പല നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെയും തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ നിലനില്പ് തെളിയിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. അതില്‍ പ്രധാനം ഗുരുത്വ ലെന്‍സിങ് (Gravitational lensing) എന്ന പ്രതിഭാസം ആണ് (നോ: ഗുരുത്വ ലെന്‍സിങ്). ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം പ്രവചിക്കുന്ന ഒരു പ്രതിഭാസം ആണിത്. ഈ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം പ്രകാശം ഒരു വസ്തുവിനരികിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോള്‍ അതിലേക്ക് ആകര്‍ഷിക്കപ്പെടുന്നു. പ്രകാശത്തിന്റെ നേര്‍രേഖാ സഞ്ചാരദിശയില്‍ നിന്നുള്ള വ്യതിയാനം ആ വസ്തുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അഥവാ വസ്തുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനം വര്‍ധിക്കുമ്പോള്‍ പ്രകാശത്തിനുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനത്തിലും വര്‍ധനയുണ്ടാകും. ഗാലക്സികളുടെ അരികിലും ഈ പ്രതിഭാസം നിരീക്ഷിക്കാവുന്നതാണ്. ഒരു ഗാലക്സിയുടെ പശ്ചാത്തലത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന മറ്റ് ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നോ ക്വാസാറുകളില്‍ നിന്നോ വരുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ക്ക് ഗാലക്സിയുടെ സമീപത്തുകൂടി കടന്നുവരുമ്പോള്‍ അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിനനുസൃതമായി വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനം എല്ലായ്പ്പോഴും ദൃശ്യപിണ്ഡത്തിനുണ്ടാക്കാന്‍ കഴിയുന്നതിലും വളരെക്കൂടുതലായാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ഇതു തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ നിലനില്പിനുളള മറ്റൊരു തെളിവായി നിലനില്ക്കുന്നു.
എസ്.ഒ. ഗാലക്സികള്‍
ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയില്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും മധ്യേയാണ് എസ് ഒ. ഗാലക്സികളുടെ സ്ഥാനം. ഇവയ്ക്കു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടേതുപോലെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യവും അതിനു ചുറ്റുമായി തളിക (disk)യും ഉണ്ട്. എന്നാല്‍ ഇവയില്‍ സര്‍പ്പിള ഭുജങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്നില്ല. അതുകൊണ്ട് ഇവ സര്‍പ്പിള ഗാലക്സികള്‍ക്കും ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കും മധ്യേയുള്ള പരിണാമഘട്ടത്തിലെ ഒരു കണ്ണിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. 'ലെന്‍സു രൂപമുള്ളവ' എന്ന അര്‍ഥത്തില്‍ ലെന്റിക്കുലര്‍ ഗാലക്സികള്‍ (Lenticular galaxies) എന്നും ഇവയെ വിളിക്കാം. സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളെപ്പോലെ ഇവയിലും ദണ്ഡുകള്‍ (അഴികള്‍) ഉള്ളവയും ഇല്ലാത്തവയും എന്ന രണ്ട് വിഭാഗങ്ങള്‍ ഉണ്ട്. എസ് ഒ. ഗാലക്സികളില്‍ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പൊതുവേ പ്രായം ചെന്നവയാണ്. ആയതിനാല്‍ ഇവയെ പ്രഥമമാതൃക (Early type) ഗാലക്സികള്‍ എന്ന ഗണത്തിലാണ് ഉള്‍പ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്. ഈ ഗാലക്സികളില്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളിലേതിനെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ വാതകങ്ങളും പൊടിപടലങ്ങളും കാണപ്പെടുന്നു.
അനിയതാകാര ഗാലക്സികള്‍
ഈ വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുന്ന ഗാലക്സികള്‍ക്കു നിയതമായ ആകൃതി ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. ഇവ ഹബ്ലിന്റെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ അവസാന ഇനങ്ങളാണ്. ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്ന് 50 കിലോപാര്‍സെക് ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന വലിയ മെഗല്ലാനിക് മേഘപടലങ്ങള്‍ (Large magallanic clouds), 63 കിലോപാര്‍സെക് ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ചെറിയ മെഗല്ലാനിക് മേഘപടലങ്ങള്‍ (Small magallanic clouds) എന്നീ ഗാലക്സികള്‍ ഈ വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുന്നവയാണ്. ഇവയുടെ കേന്ദ്രബിന്ദു കണ്ടുപിടിക്കുക പ്രയാസമാണ്. ഇവയെ Sdm, Sm, Im, Ir എന്നിങ്ങനെ, അവയുടെ നിയതാകാരം കുറയുന്നതിനനുസരിച്ച് തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ദീര്‍ഘവൃത്താകാര, സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് ഇവ പ്രകാശതീവ്രതയും പിണ്ഡവും കുറഞ്ഞവയാണ്. എന്നാല്‍ ഇവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകത്തിന്റെ അളവ് വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ഇവയില്‍ നക്ഷത്ര ജനനത്തോത് കൂടുതലാണ്.
സജീവ ഗാലക്സികള്‍
മുകളില്‍ വിവരിച്ച വര്‍ഗീകരണങ്ങളെല്ലാം ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തിലുള്ളതാണ്. എന്നാല്‍ ഗാലക്സികള്‍ രൂപംകൊണ്ടുമാത്രമല്ല ഭൗതിക സ്വഭാവത്തിലും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളില്‍ത്തന്നെ സാധാരണ ഗാലക്സികളും അല്ലാത്തവയും ഉണ്ട്. ഗാലക്സികളില്‍ സാധാരണയായി പ്രകാശത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം അവയുടെ താപനിലയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇത് പ്ലാങ്ക്സ് നിയമ (Planck's Law) ത്തിന് അനുസൃതമാണ്. താപനില 40,000 K ല്‍ കൂടുതലോ 3000K -ല്‍ താഴെയോ വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഗാലക്സികളില്‍ വളരെ കുറവായിരിക്കും. തന്മൂലം സാധാരണ ഗാലക്സികള്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് മുതല്‍ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് വരെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യമുള്ള കിരണങ്ങള്‍ മാത്രമേ പ്രധാനമായും പുറപ്പെടുവിക്കുകയുള്ളു. എന്നാല്‍ ചില ഗാലക്സികള്‍ വൈദ്യുത കാന്തിക വര്‍ണരാജിയിലെ റേഡിയോ മുതല്‍ ഗാമാ റേ വരെയുള്ള എല്ലാ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലും പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കും. നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു മാത്രം ഇത് പ്രതീക്ഷിക്കാനാവില്ല. റേഡിയോ, എക്സ് റേ മുതലായ വികിരണങ്ങള്‍ ഗാലക്സിയില്‍ നടക്കുന്ന മറ്റു പല ഭൗതിക പ്രതിഭാസങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. നിലവിലുള്ള വിവരങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് അവ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ട പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി രൂപം കൊള്ളുന്നതാണെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ ഊര്‍ജം വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ഇവ ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ ആര്‍ജനം (Accretion) എന്ന പ്രതിഭാസത്തിനുമാത്രമേ കഴിയുകയുള്ളു. തമോഗര്‍ത്തത്തിലേക്കു പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ ഒഴുകിയെത്തുമ്പോള്‍ അവയ്ക്കു ചുറ്റും ഉണ്ടാകുന്ന തളികപോലുള്ള ഭാഗങ്ങള്‍ ആണ് ആര്‍ജിത തളിക (Accretion disk). ഈ പ്രതിഭാസത്തിനു കാരണം ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Super massive balck holes) ആണ്. ഇവയുടെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം 2 x 109 മുതല്‍ 5 x 109 വരെ ഇരട്ടിയാണ്. ഇങ്ങനെയുള്ള ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവിനെക്കാള്‍ ഏകദേശം 1000 മടങ്ങാണ്. ഇത്തരം ഗാലക്സികളെ പൊതുവേ അതിദീപ്ത ഗാലക്സി കേന്ദ്രങ്ങള്‍ (Active galactic nuclei) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രത വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്നു വളരെ അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന (ചുവപ്പ് നീക്കം~6) അതിദീപ്ത ഗാലക്സിക്കാമ്പുകളെപ്പോലും ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ കഴിയും. ഈ ദൂരത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന സാധാരണ ഗാലക്സികളെ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ കാണുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല. അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളില്‍ ഏറ്റവും പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയ ഗാലക്സികളാണ് ക്വാസാറുകള്‍ (Quasi Stellar Radio Sources, QUASARS). ഇവയുടെ പ്രകാശതീവ്രത കൂടിയ കേന്ദ്രഭാഗത്തിന് വെറും ഒരു പാര്‍സെക് വ്യാസമേ ഉണ്ടാകുകയുള്ളു.
അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളെ ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയത് 1908-ല്‍ കാള്‍ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ്. തോമസ് മാത്യൂസ്, അലന്‍ സാന്‍ഡേജ് എന്നീ ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ നിഗമനങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ മാര്‍ട്ടിന്‍ ഷ്മിറ്റ് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ 3c273 എന്ന ഗാലക്സി ഒരു ക്വാസാര്‍ ആണെന്നു കണ്ടുപിടിച്ചു. ഈ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്നും വളരെ കൂടുതല്‍ റേഡിയോ വികിരണങ്ങള്‍ വരുന്നതായ കണ്ടുപിടിത്തം ക്വാസാറുകളെക്കുറിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ പഠനത്തിനു അടിത്തറപാകി. അറിയപ്പെടുന്ന ക്വാസാറുകളില്‍ അഞ്ച് ശതമാനം മാത്രമേ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളായുള്ളൂ. എന്നാല്‍, എല്ലാ ക്വാസാറുകളും വന്‍തോതില്‍ എക്സ് റേ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുണ്ട്. വളരെ ദൂരത്തുള്ള ക്വാസാറുകള്‍ ദൃശ്യപ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ നോക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ മാത്രമേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളൂ. ഇതിനു കാരണം ക്വാസാറിന്റെ കേന്ദ്രം ഒഴികെയുള്ള ഭാഗങ്ങള്‍ സാധാരണ ഗാലക്സികളിലെപ്പോലെ ആയതിനാല്‍ ദൂരെയുള്ള ക്വാസാറിന്റെ ഈ ഭാഗങ്ങള്‍ മങ്ങിയതായിരിക്കും എന്നതാണ്. ക്വാസാറുകളെ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ പഠനവിധേയമാക്കിയിട്ടുള്ളത് അവയുടെ റേഡിയോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തില്‍ കാണുന്ന രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ നോക്കുമ്പോള്‍ ക്വാസാറുകള്‍ക്ക് ഒരു കേന്ദ്രഭാഗവും അതില്‍നിന്നും ഇരുവശങ്ങളിലേക്കും പുറപ്പെടുന്ന ജെറ്റുകള്‍ (jet) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഭാഗവും, ജെറ്റുകള്‍ അവസാനിക്കുന്ന ഉപാംഗങ്ങള്‍ (lobe) എന്ന ഭാഗങ്ങളുമാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ഉപാംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് പ്രകാശത്തോളം വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോണുകള്‍ കൊണ്ടാണ്. ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്ക് അവ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന കാന്തികമണ്ഡലംമൂലം ത്വരണം സംഭവിക്കുകയും അത് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ സിങ്ക്രോട്രോണ്‍ വികിരണം (Sychrotron radiation) എന്നുവിളിക്കുന്നു.
എല്ലാ ക്വാസാറുകളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നില്ല. റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കാത്ത ക്വാസാറുകളെ റേഡിയോ നിശ്ശബ്ദ (Radio quiet) ക്വാസാറുകള്‍ എന്നുവിളിക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ദൃശ്യപ്രകാശ വര്‍ണരാജിയിലൂടെ ഇവയെ തിരിച്ചറിയാന്‍ കഴിയും. അതിദീപ്ത കോശങ്ങള്‍ (AGN) ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഗാലക്സികള്‍ ആതിഥേയ ഗാലക്സികള്‍ (Host galaxy) എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇവയുടെ രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി അവയെ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സി (Seyfert galaxy), എന്നും റേഡിയോ ഗാലക്സി (radio galaxy) എന്നും തരംതിരിക്കാം. അതിദീപ്ത ഗാലക്സികളുടെ കണ്ടെത്തലിനു തുടക്കംകുറിച്ച NGC 1068 എന്ന ഗാലക്സി, ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ഒരു സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സിയാണ്. ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ആതിഥേയ ഗാലക്സിക്കു സര്‍പ്പിളാകാര രൂപം ഉള്ളവ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികള്‍ എന്നും ദീര്‍ഘവൃത്താകാരമുള്ളവ റേഡിയോ ഗാലക്സികള്‍ എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. സിഗ്നസ് A, സെന്റാറസ് A എന്നീ ഗാലക്സികള്‍ റേഡിയോ ഗാലക്സികള്‍ക്കു ഉദാഹരണങ്ങള്‍ ആണ്. സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികളില്‍ 5 ശതമാനം മാത്രമേ റേഡിയോ വികിരണങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുള്ളൂ. സെയ്ഫെര്‍ട്ട് ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ണരാജിയില്‍ കാണപ്പെടുന്ന ഉത്സര്‍ജന വര്‍ണരേഖ (Emission line) യുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ അവയെ സെയ്ഫെര്‍ട്ട് I എന്നും സെയ്ഫെര്‍ട്ട് II എന്നും തരംതിരിക്കാം. ആദ്യവിഭാഗത്തിന്റെ വര്‍ണരാജിയില്‍ വിസ്തൃത വര്‍ണരേഖ (Broad emission lines)കളും ഉത്സര്‍ജന കൃശവര്‍ണരേഖകളും കാണപ്പെടുമ്പോള്‍ രണ്ടാമത്തെ വിഭാഗത്തില്‍ ഉത്സര്‍ജന കൃശവര്‍ണരേഖകള്‍ (Narrow emission lines) മാത്രമേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളു. ഇതേ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ റേഡിയോ ഗാലക്സികളെയും വിഭജിക്കാം.
നക്ഷത്ര സ്ഫോടന കുള്ളന്‍ ഗാലക്സികള്‍
സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായ മറ്റുതരം ഗാലക്സികളും ഉണ്ട്. അതില്‍ പ്രധാനമാണ് നക്ഷത്രസ്ഫോടന ഗാലക്സികള്‍ (starbust galaxy). സാധാരണ ഗാലക്സികളെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നവയാണിവ. ആകാശഗംഗ വര്‍ഷത്തില്‍ സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ മൂന്ന് ഇരട്ടിയോളം വാതകങ്ങളെ നക്ഷത്രങ്ങളാക്കി മാറ്റുമ്പോള്‍, ഇത്തരം ഗാലക്സികളില്‍ ഇത് ആകാശഗംഗയിലേതിനെക്കാള്‍ 100 മടങ്ങോ അതിലധികമോ ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ ഉണ്ടാകുന്നതുമൂലം അവയിലെ പൊടിപടലങ്ങള്‍ ചൂടുപിടിച്ച് വിദ്യുത് കാന്തിക വര്‍ണരാജിയിലെ അതിദീര്‍ഘ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. അതിനാല്‍ ഇവയെ അതിദീപ്ത ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ഗാലക്സികള്‍ (Ultra Luminous Infrared Galaxy, ULIRG) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നാസയുടെ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് അസ്ട്രോണമിക്കല്‍ സാറ്റ്ലൈറ്റ് എന്ന ബഹിരാകാശ പേടകത്തിലെ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ ആണ് ഇവയില്‍ ഭൂരിഭാഗത്തെയും കണ്ടെത്തിയത്. മറ്റ് ഗാലക്സികളുമായുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ സമ്പര്‍ക്കത്തിലൂടെയോ അല്ലെങ്കില്‍, അവയുമായുള്ള നിമഗ്മനം (merging) മൂലമോ ആണ് ഇങ്ങനെ വലിയ അളവില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നത്. രണ്ട് ഗാലക്സികള്‍ തമ്മില്‍ സമ്പര്‍ക്കം ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ അവയിലെ വാതകഭാഗങ്ങളില്‍ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രത പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിനു കാരണമാകുന്നു.
നിലവില്‍ ലഭിച്ചിട്ടുള്ള വിവരങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ആകാശഗംഗയില്‍ ഉള്‍പ്പെടെ ഏകദേശം എല്ലാ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര, സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലും അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Super massive balck holes) ഉണ്ടെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിപിണ്ഡ തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം അതിന്റെ അരികില്‍ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനം നിരീക്ഷിച്ചതിലൂടെ വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്. അതിന്റെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം 3.6 x 106 മടങ്ങ് വരും എന്ന് കണക്കാക്കുന്നു. മറ്റൊരു ഉദാഹരണം വിര്‍ഗോ ക്ലസ്റ്ററിന്റെ (Virgo cluster) നടുവില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന M31 എന്ന ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സിയില്‍ 3 x 109 സൗര പിണ്ഡമുള്ള തമോഗര്‍ത്തമാണുള്ളത്. തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ പിണ്ഡം അവ ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഗാലക്സിയുടെ മറ്റ് ഗുണങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് അത് ഗാലക്സിയുടെ പ്രകാശതീവ്രത കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് കൂടുതലായിരിക്കും.
ഉത്പത്തിയും പരിണാമവും
ഗാലക്സികളുടെ ഗുണങ്ങള്‍ അവയുടെ രൂപത്തിനനുസരിച്ച് വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. അതുപോലെ തന്നെ ഓരോ തരത്തിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയും അവയുടെ പരിണാമവും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ ലഭ്യമായിട്ടുണ്ടെങ്കിലും ചില തര്‍ക്കങ്ങള്‍ ഇപ്പോഴും നിലനില്ക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെയും പരിണാമത്തെയും വിവരിക്കുവാന്‍ ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ക്കു കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. കംപ്യൂട്ടറുകള്‍ ഉപയോഗിച്ചുള്ള മാതൃകാപഠനം (Simulation) എന്ന സാങ്കേതിക വിദ്യ ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയാണ് ഇത് സാധ്യമാക്കുന്നത്. കൂടുതല്‍ അനുമാനങ്ങള്‍ വേണ്ടിവരുന്നു എന്നതാണ് ഈ സാങ്കേതികവിദ്യയുടെ ന്യൂനത. ഇതുമൂലം ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യത്തിനു നിരവധി ഉത്തരങ്ങള്‍ സാധ്യമാണ്. ഇതില്‍നിന്നും ശരിയായ ഉത്തരം തിരഞ്ഞെടുക്കുവാന്‍ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഗാലക്സികളുടെ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ മാത്രമേ കഴിയൂ. ഇതുതന്നെയാണ് ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന്റെ പ്രധാനവെല്ലുവിളിയും.
ഭൂമിയില്‍ നിന്നും മറ്റ് ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുന്നത് ചുവപ്പു നീക്കം (Red shift) എന്ന ഏകകത്തിലാണ്. പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗത നിശ്ചിതമായതിനാല്‍ കൂടുതല്‍ ചുവപ്പുനീക്കത്തില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഭൂതകാലം (Past) നമുക്ക് കാണിച്ചുതരുന്നു. ഇതിനാല്‍ ചുവപ്പുനീക്കം കൂടിയ ഗാലക്സികള്‍ പ്രപഞ്ചോത്പത്തിക്കു ശേഷം ഏറെക്കഴിയും മുമ്പേ ഉണ്ടായവയായിരിക്കും. എന്നാല്‍ ചുവപ്പുനീക്കം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് ഗാലക്സികള്‍ ചെറുതായി കാണപ്പെടുന്നതിനാല്‍ അവയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം സങ്കീര്‍ണമാകുന്നു. ഭൂമിയില്‍ സ്ഥാപിച്ചിട്ടുള്ള ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്താല്‍ ഈ ഗാലക്സികളെ നിരീക്ഷിക്കുക ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. ഹബ്ള്‍ സ്പെയ്സ് ടെലിസ്കോപ് എന്ന ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെയുള്ള പഠനങ്ങളാണ് ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള അറിവുകളെ സമ്പുഷ്ടമാക്കിയത്. ചുവപ്പുനീക്കം കൂടുന്തോറും അസാധാരണ രൂപത്തോടുകൂടിയ ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണത്തില്‍ വന്‍വര്‍ധന ഉണ്ടാകുന്നു. ചുവപ്പുനീക്കം 1 ആയ ഗാലക്സികളുടെ ഏകദേശം 30 ശതമാനത്തോളം ഇത്തരത്തിലുള്ളവയാണ്. ഗാലക്സിയുടെ ഉത്പത്തിയെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് പരിണാമത്തിന്റെ ആദ്യഘട്ടങ്ങളില്‍ തമോദ്രവ്യങ്ങള്‍ ഉള്‍പ്പെടെയുള്ള പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ ഏതാണ്ട് ഒരേ സാന്ദ്രതയിലാണ് പ്രപഞ്ചത്തില്‍ മുഴുവന്‍ വിന്യസിച്ചിരുന്നത്. തുടര്‍ന്നുള്ള ഘട്ടങ്ങളില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംമൂലം അവ പരസ്പരം അടുക്കുവാനും ചെറിയ ചെറിയ കൂട്ടങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുവാനും തുടങ്ങി. ഇവ പരസ്പരം കൂട്ടിയിടിച്ചതിന്റെ ഫലമായി പദാര്‍ഥങ്ങളുടെ വലിയ ദ്വീപുകള്‍ രൂപപ്പെട്ടു. ഇവയുടെ ഭൂരിഭാഗവും തമോദ്രവ്യം ആയിരിക്കും. ഈ പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി സാധാരണ ദ്രവ്യങ്ങള്‍ (Baryo nic matter) തമോദ്രവ്യങ്ങളാല്‍ രൂപംകൊണ്ട മണ്ഡലങ്ങ(halo)ളില്‍ എത്തിച്ചേരുന്നു. അവയുടെ കോണീയ സംവേഗം (Angular Momentum) മൂലം സാധാരണദ്രവ്യങ്ങള്‍ക്കു തകിട് (disk) രൂപം കൈവരുന്നു. സാധാരണ ദ്രവ്യങ്ങള്‍കൊണ്ട് നിര്‍മിച്ച തകിട് തണുക്കുന്നതോടെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംകൊള്ളുവാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. തകിടിന്റെ വ്യവകലിത പ്രവേഗത്തിന്റെയും കാന്തികവലയങ്ങളുടെയും ഫലമായി അവയില്‍ സര്‍പ്പിളകരങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത്തരത്തില്‍ രൂപംകൊള്ളുന്ന തകിട് ഗാലക്സികളും (Disk Galaxy) സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളും പരസ്പരം കൂട്ടിയിടിക്കുകയും ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിക്കുകാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. കൂട്ടിയിടിക്ക് വിധേയമാകാത്ത തകിട് ഗാലക്സികളിലും സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളിലും ഉണ്ടാകുന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ അസ്ഥിരത (Grvitational instability)മൂലം ഗാലക്സികളില്‍ ദണ്ഡുകള്‍ രൂപംകൊള്ളുന്നു. ഈ ദണ്ഡുകള്‍ വാതകങ്ങളെ ഗാലക്സികളുടെ മധ്യത്തിലേക്കു വഹിക്കുന്ന ഒരു ചോര്‍പ്പ് ആയി പ്രവര്‍ത്തിക്കുകയും അത് കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യ (Bulge) ത്തിനു രൂപം നല്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതു കൂടാതെ ഒരു തകിട് ഗാലക്സിയും മറ്റൊരു ചെറു ഗാലക്സിയുമായുള്ള കൂട്ടിമുട്ടലിന്റെ ഫലമായും രണ്ടു ഗാലക്സികള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം വഴി പരസ്പരം പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നതിന്റെ ഫലമായും കേന്ദ്രസ്ഥൌല്യം രൂപപ്പെടാം. ഇത്തരത്തില്‍ ഒരേ സാന്ദ്രതയില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന പ്രപഞ്ചം പദാര്‍ഥതുരുത്തുകളായും അവ ഗാലക്സികളായും പരിണമിക്കുന്നു എന്ന സിദ്ധാന്തത്തെ ഹൈറാര്‍ക്കിക്കല്‍ സ്ട്രക്ചര്‍ ഫോര്‍മേഷന്‍ (Hierarchical structure formation) എന്നുവിളിക്കുന്നു.
ഗാലക്സികളുടെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷവും അവയ്ക്കു വലിയ മാറ്റങ്ങള്‍ സംഭവിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. ഇത് ഗാലക്സിയുടെ പരിണാമം എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സികള്‍ പലതും മറ്റു ഗാലക്സികളുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുകയും അത് പുതിയ വലിയ ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിക്ക് കാരണമാവുകയും ചെയ്യും. ഗാലക്സികളുടെ ഇടയില്‍ കാണപ്പെടുന്ന, സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ മാധ്യമത്തെ 'ഗാലക്സികാന്തര മാധ്യമം' (Inter - galactic medium) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ സാന്ദ്രത വളരെ കുറവായിരിക്കും (~103/m3 particles per). ഈ മാധ്യമത്തില്‍ക്കൂടി ഗാലക്സികള്‍ വളരെ വേഗത്തില്‍ (7500 km/s) സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. തന്മൂലം ഗാലക്സികളില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന മര്‍ദം അവയുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലാകുകയും അതിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളെ പുറന്തള്ളുന്നതിനു കാരണമാകുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇങ്ങനെ വാതകങ്ങള്‍ നഷ്ടമാകുന്ന സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികള്‍ക്കു പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാക്കുവാന്‍ കഴിയാതെ വരികയും അവ കാലക്രമേണ മങ്ങിപ്പോവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത് എസ്.ഒ. ഗാലക്സികളായി അറിയപ്പെടുന്നു. ഇങ്ങനെ ഗാലക്സികള്‍ ഒരു രൂപത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു രൂപത്തിലേക്കു മാറുന്നത് രൂപാന്തരണം (Morphological transformation) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഘടകോത്-ഉപഘടകം എന്ന രീതിയുള്ള ഘടനോത്പത്തി സിദ്ധാന്തം (Hierarchical structure formation theory) പ്രകാരം ചുവപ്പു നീക്കം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് സമ്മിലന (Merger)ങ്ങള്‍ കൂടുതലായി സംഭവിക്കുന്നതുമൂലം അസാധാരണ രൂപത്തിലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണത്തില്‍ വര്‍ധന ഉണ്ടാകുന്നു. ഹബ്ള്‍ സ്പെയ്സ് ടെലിസ്കോപ് ഉപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ ഇത് വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്. ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികളുടെ ഉത്പത്തിയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട മറ്റ് സിദ്ധാന്തങ്ങളും നിലനില്ക്കുന്നു. അതില്‍ പ്രധാനം ലാര്‍സണ്‍ (Larson) എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ അവതരിപ്പിച്ച ഏകതാനോദ്ഭവ (Monolithic callapse) സിദ്ധാന്തമാണ്. ഇതുപ്രകാരം ദീര്‍ഘവൃത്താകാര ഗാലക്സികള്‍ ഉണ്ടായത് 1000 കോടി വര്‍ഷങ്ങള്‍ മുന്‍പ് വാതകങ്ങള്‍ പെട്ടെന്ന് ഘനീഭവിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടായതുമൂലമാണെന്നും അല്ലാതെ തകിട് ഗാലക്സികളുടെയോ സര്‍പ്പിളാകാര ഗാലക്സികളുടെയോ കൂട്ടിയിടിമൂലമല്ലെന്നും വാദിക്കുന്നു. ഈ രണ്ട് സിദ്ധാന്തങ്ങളെയും പൂര്‍ണമായും തള്ളിക്കളയുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല. എങ്കിലും ഹൈറാര്‍ക്കിക്കല്‍ സ്ട്രക്ചര്‍ ഫോര്‍മേഷന്‍ പൊതുവേ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. രൂപത്തിലുള്ള മാറ്റം കൂടാതെ ഗാലക്സികളുടെ നിറം, അവയിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ലോഹാംശം എന്നിവയും കാലക്രമേണ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ നിറം കൂടുതല്‍ ചുവപ്പ് ആകുകയും ലോഹാംശം കൂടിക്കൊണ്ടിരിക്കുകയും ചെയ്യും.
ഗാലക്സി വ്യൂഹങ്ങളും കൂട്ടങ്ങളും
ഗാലക്സി വ്യൂഹങ്ങളും കൂട്ടങ്ങളും Galaxy Clusters & Groups ഗാലക്സികള്‍ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏക സമാനമായ രീതിയിലല്ല വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. ഗാലക്സികള്‍ കൂടുതലും ചെറു കൂട്ടങ്ങളായോ (group) വ്യൂഹങ്ങളായോ (cluster) ആണ് കാണപ്പെടുന്നത്. രണ്ടിലും പെടാതെ ഒറ്റപ്പെട്ട് ഫീല്‍ഡ് ഗാലക്സികളും നിലനില്ക്കുന്നു. ആകാശഗംഗ ലോക്കല്‍ ഗ്രൂപ്പ് (local group) എന്നറിയപ്പെടുന്ന കൂട്ടത്തിന്റെ ഭാഗമാണ്. ലോക്കല്‍ ഗ്രൂപ്പില്‍ 35 ഗാലക്സികള്‍ ആണ് ഉള്ളത്. ലോക്കല്‍ ഗ്രൂപ്പിന്റെ ഏകദേശവ്യാസം 1 mpc ആണ്. ഇവയില്‍ ഭൂരിഭാഗവും കുള്ളന്‍ ഗാലക്സികള്‍ (dwarf) ആകുന്നു. ഇവ പ്രകാശതീവ്രത വളരെ കുറഞ്ഞ ഗാലക്സികള്‍ ആയതിനാല്‍ ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്നും വളരെ ദൂരത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന കുള്ളന്‍ ഗാലക്സികളെ കണ്ടുപിടിക്കാന്‍ ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. ലോക്കല്‍ ഗ്രൂപ്പില്‍ ആകാശഗംഗയെയോ ആന്‍ഡ്രോമിഡ (M31) ഗാലക്സിയെയോ ചുറ്റിപ്പറ്റിയാണ് ഇവ കാണപ്പെടുന്നത്. ലോക്കല്‍ഗ്രൂപ്പിന്റെ മൊത്തം പ്രകാശത്തിന്റെ 90 ശതമാനവും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് ആകാശഗംഗയും ആന്‍ഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയും ചേര്‍ന്നാണ്. ലോക്കല്‍ഗ്രൂപ്പിന്റെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 3 x 1012 ഇരട്ടിയാണ്. എന്നാല്‍ ഇത് ദൃശ്യപ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പദാര്‍ഥങ്ങളുടെ മുഴുവന്‍ പിണ്ഡത്തെക്കാള്‍ 70 മുതല്‍ 80 വരെ മടങ്ങു കൂടുതല്‍ ആണ്. തമോദ്രവ്യം നിലനില്ക്കുന്നു എന്നതിന് മറ്റൊരു തെളിവുകൂടിയാണ് ഇത്. ഭൂമിയില്‍ നിന്നും 1.8 mpc ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന സ്കള്‍പ്റ്റര്‍ ഗ്രൂപ്പ് (sculptor group) 3.5 mpc ദൂരെയുള്ള സെന്റാറസ് ഗ്രൂപ്പ് (centaurus group) എന്നിവ ഗാലക്സി ഗ്രൂപ്പുകള്‍ക്ക് മറ്റുദാഹരണങ്ങള്‍ ആണ്.
ക്ലസ്റ്ററുകളെ ഗ്രൂപ്പുകളില്‍ നിന്നും വ്യത്യസ്തമാക്കുന്നത് അവയിലെ ഗാലക്സികളുടെ എണ്ണമാണ്. സാധാരണ 50 അംഗങ്ങളില്‍ താഴെയുള്ള ഗാലക്സികളുടെ കൂട്ടങ്ങളെ 'ഗ്രൂപ്പുകള്‍' എന്നും 50-ന് മുകളില്‍ അംഗങ്ങള്‍ ഉള്ള കൂട്ടങ്ങളെ 'ക്ലസ്റ്ററുകള്‍' എന്നും വിളിക്കുന്നു. ജോര്‍ജ് ആബേല്‍ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ ആണ് ആദ്യമായി ക്ലസ്റ്ററുകളെ ആധികാരികമായ പഠനത്തിന് വിധേയമാക്കിയത്. ഇദ്ദേഹം 1958-ല്‍ തയ്യാറാക്കിയ ആബേല്‍ കാറ്റലോഗ് (Abell catalogue) 1682 ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളെ ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്നു. ഇത് ഇന്നും ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന് വിലപ്പെട്ട രേഖയായി നിലകൊള്ളുന്നു. ക്ലസ്റ്ററുകളില്‍ ഗാലക്സികളുടെ ഇടയില്‍ ഉള്ള മാധ്യമത്തെ ഇന്‍ട്രാക്ലസ്റ്റര്‍ മീഡിയം (intra cluster medium) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ ഉയര്‍ന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ഊര്‍ജം (gravitational potential) മൂലം ഇവയുടെ താപനില വളരെ ഉയര്‍ന്നത് ആയിരിക്കും (3 x 107K). തന്മൂലം അവ എക്സ് റേ വികിരണങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. ഇത് ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും ഗ്രൂപ്പുകളുടെയും പ്രത്യേകതയാണ്. നമ്മുടെ ഏറ്റവും അടുത്തു സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ക്ലസ്റ്റര്‍ വിര്‍ഗോ ക്ലസ്റ്റര്‍ ആണ്. ഇത് കണ്ടുപിടിച്ചത് വില്ല്യം ഹെര്‍ഷല്‍ എന്ന വാനനിരീക്ഷകന്‍ ആണ്. ഭൂമിയില്‍ നിന്നും 16 mpc ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന വിര്‍ഗോ ക്ലസ്റ്ററില്‍ ഏകദേശം 2500 ഓളം വലുതും ചെറുതുമായ ഗാലക്സികള്‍ ഉണ്ട്. 90 mpc ദൂരെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന കോമക്ലസ്റ്റര്‍ മറ്റൊരു വലിയ ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്റര്‍ ആകുന്നു.
സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളും മതിലുകളും
ഗാലക്സികള്‍ ചേര്‍ന്ന് ക്ലസ്റ്ററുകള്‍ രൂപമെടുക്കുന്നതുപോലെ, ക്ലസ്റ്ററുകള്‍ ചേര്‍ന്ന് സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളും രൂപപ്പെടുന്നുണ്ട്. ഈ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകള്‍ തന്നെ സ്പെയ്സില്‍ അനിയതമായല്ല വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്; മറിച്ച്, ഒന്നിനോടൊന്ന് അണിചേര്‍ന്ന് ഷീറ്റുകളുടെ അഥവാ മതിലുകളുടെ (Walls) രൂപത്തിലാണ്. ഈ മതിലുകള്‍ക്കുള്ളിലായി അതിവിശാലമായ ശൂന്യസ്ഥലങ്ങള്‍ (Voids) ഉണ്ട്. ആകാശഗംഗ ഉള്‍പ്പെട്ട ലോക്കല്‍ ഗ്രൂപ്പ് തന്നെ ഒരു ലോക്കല്‍ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററിന്റെ ഭാഗമാണ്. അതിനെ വിര്‍ഗോ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍ എന്നു വിളിക്കുന്നു; കാരണം വിര്‍ഗോ ക്ലസ്റ്റര്‍ അതിന്റെ ഏതാണ്ട് മധ്യത്തിലായി വരും. ഉദ്ദേശം 40 mpc വിസ്തൃതിയില്‍ വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ഏതാനും ഡസന്‍ ക്ലസ്റ്ററുകള്‍ ഈ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററിന്റെ ഭാഗമാണ്. എങ്കിലും, ഈ ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ മാത്രം വ്യാപ്തം അവയ്ക്കിടയിലെ ആകെ വ്യാപ്തത്തിന്റെ ഒരു ശതമാനത്തിനടുത്തേ വരൂ.
വിര്‍ഗോ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററിനു ചുറ്റുമായി സെന്റാറസ് സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍ ഹൈഡ്രാ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍, കോമാ സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍, തുടങ്ങിയ അനേകം സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളും അവ ചേര്‍ന്ന വന്‍ മതിലുകളും ദൃശ്യമാണ്. ത്രിമാനമായി വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ഇവയുടെ ഒരു ദ്വിമാന (Projection) ആണ് ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത്. മതില്‍ എന്നു കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് യഥാര്‍ഥ മതിലിന്റെ ഛേദതലം മാത്രമാണെന്ന് വ്യക്തം.
ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകളില്‍ 90 ശതമാനം പദാര്‍ഥവും ആദൃശ്യമാണ്. സ്വാഭാവികമായും സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്റര്‍ മതിലുകള്‍ക്കുള്ളിലെ 'ശൂന്യസ്ഥലം' 'ഒന്നുമില്ലായ്മ'യല്ല. മതിലുകളിലെ ദൃശ്യപദാര്‍ഥത്തിനു തുല്യ അളവില്‍ 'ഇരുണ്ട പദാര്‍ഥം' (Dark matter) ഈ ശൂന്യ സ്ഥലങ്ങളിലുണ്ടാകണം. നമുക്കു സമീപമുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും സൂപ്പര്‍ ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും ചലനം നിരീക്ഷിക്കുന്ന ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരെ അദ്ഭുതപ്പെടുത്തുന്ന ഒരു വസ്തുത, ഹൈഡ്രാ-സെന്റാറസ് സൂപ്പര്‍ക്ലസ്റ്ററുകള്‍പ്പുറത്തേക്ക്, അവയില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന ഒരാകര്‍ഷണ ബലമാണ്. വളരെ വലിയ ഒരു പിണ്ഡം-ഒരു വന്‍ ആകര്‍ഷണ കേന്ദ്രം (Great Attractor) അവിടെ, ഏകദേശം 150 mpc അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു എന്നാണത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഇത് ഇനിയും പൂര്‍ണമായും തെളിയിക്കപ്പെട്ടു കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. തെളിയിക്കപ്പെട്ടാല്‍ അതിനര്‍ഥം, പ്രപഞ്ചത്തിലെ പദാര്‍ഥവിന്യാസം തികച്ചും ഏകസമാനം (Uniform) അല്ല എന്നായിരിക്കും.
(വിനു വിക്രം)
