ವಿಷಯಕ್ಕೆ ಹೋಗು

ದೇವಯಾನಿ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ

ವಿಕಿಪೀಡಿಯದಿಂದ, ಇದು ಮುಕ್ತ ಹಾಗೂ ಸ್ವತಂತ್ರ ವಿಶ್ವಕೋಶ
ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜ
ಚಿತ್ರ:M31 Lanoue.png
ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಗೋಚರ ಬೆಳಕು ಚಿತ್ರ.
Observation data (J2000 epoch)
ಉಚ್ಚಾರಣೆ/ænˈdrɒmədə/
ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ
ಬಲ ಆರೋಹಣ00h 42m 44.3s[೧]
ನಿರಾಕರಣೆ+41° 16′ 9″[೧]
ರೆಡ್ ಷಿಫ್ಟ್−301 ± 1 km/s[೨]
ದೂರ2.54 ± 0.06 Mly
(778 ± 17 kpc)[೩][೨][೪][೫][೬][a]
ವಿಧSA(s)b[೧]
ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಂಖ್ಯೆ1 trillion (1012) [೭]
ಸ್ಪಷ್ಟ ಆಯಾಮ(V)190′ × 60′[೧]
ಸ್ಪಷ್ಟವಾದ ಪ್ರಮಾಣ(V)3.44[೮][೯]
ಸಂಪೂರ್ಣ ಪ್ರಮಾಣ(V)−20.0[b][೪]
Other designations
M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core)[೧], LEDA 2557
See also: Galaxy, List of galaxies

ದೇವಯಾನಿ ಅಥವಾ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ (pronounced /ænˈdrɒmədə/) ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವು, ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ತಾರಾಪುಂಜದಿಂದ ಸರಿಸುಮಾರು2,500,000 light-years (1.6×1011 AU) ದೂರದಲ್ಲಿರುವ[೪] ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವಾಗಿದೆ. ಇದು ಮೆಸ್ಸಿಯರ್ 31 , M31 , ಅಥವಾ ಎನ್‌ಜಿಸಿ 224 ಎಂದೂ ಕರೆಯಲ್ಪಡುತ್ತದೆ, ಅನೇಕ ವೇಳೆ ಹಳೆಯ ಪುಸ್ತಕಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರಮುಖ ದೇವಯಾನಿ ನಿಹಾರಿಕೆ 31 ಎಂದು ಉಲ್ಲೇಖಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ. ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವು ನಮ್ಮ ಕ್ಷೀರ ಪಥಕ್ಕೆ ಅತ್ಯಂತ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿರುವ ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ತಾರಾಪುಂಜವಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ಎಲ್ಲಕ್ಕಿಂತ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವಲ್ಲ. ಚಂದ್ರನಿಲ್ಲದ ರಾತ್ರಿಯಲ್ಲಿ ಇದು ಒಂದು ಮಂಕಾದ ಅಸ್ಪಷ್ಟತೆಯಾಗಿ ಗೋಚರಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ಬರಿ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಗೋಚರವಾಗುವ ತುಂಬಾ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಒಂದು ವಸ್ತುವಾಗಿದೆ, ಮತ್ತು ನಗರ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಂದಲೂ ಕೂಡ ದೂರದರ್ಶಕಗಳಿಂದ ನೋಡಬಹುದಾಗಿದೆ. ಇದು ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಗೋಚರವಾಗುವ ತನ್ನ ಪ್ರದೇಶದ ಕಾರಣದಿಂದ ಈ ಹೆಸರನ್ನು ಪಡೆದುಕೊಂಡಿದೆ, ದೇವಯಾನಿ ತಾರಾಪುಂಜವು ಪೌರಾಣಿಕ ರಾಜಕುಮಾರಿ ದೇವಯಾನಿ(ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ)ಯ ನಂತರ ಈ ಹೆಸರನ್ನು ಪಡೆಯಿತು. ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವು ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಂಪುಗಳಲ್ಲಿನ ಅತಿದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವಾಗಿದೆ, ಅದು ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜ, ಕ್ಷೀರ ಪಥ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜ, ಟ್ರಯಂಗ್ಯುಲಮ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜ, ಮತ್ತು ಸುಮಾರು ಇತರ ಸಣ್ಣದಾದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ. ಅತ್ಯಂತ ದೊಡ್ದದಾಗಿದ್ದರೂ ಕೂಡ, ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವು ಅತ್ಯಂತ ದೊಡ್ಡದಾದ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವಾಗಿಲ್ಲದಿರಬಹುದು, ಇತ್ತೀಚಿನ ಸಂಶೋಧನೆಗಳು, ಕ್ಷೀರ ಪಥವು ಹೆಚ್ಚು ಕಪ್ಪು ಚುಕ್ಕೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಮತ್ತು ಗುಂಪುಗಳಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಂತ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ.[೧೦] ಸ್ಪಿಟ್ಜರ್ ಅಂತರಿಕ್ಷ ದೂರದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಕೊಂಡ 2006 ರ ಅವಲೋಕನಗಳು, ಎಮ್31 ಒಂದು ಟ್ರಿಲಿಯನ್ (1012) ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ ಎಂದು ವರದಿ ಮಾಡಿದವು,[೭] ನಮ್ಮ ಸ್ವಂತ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದಲ್ಲಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯು, ಸಿ. 200-400 ಬಿಲಿಯನ್‌ಗಳಿಗಿಂತಲೂ ಹೆಚ್ಚು ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸಲಾಗಿದೆ.[೧೧] ಹಾಗೆಯೇ 2006ರ ಅಂದಾಜುಗಳು ಕ್ಷೀರ ಪಥದ ಸಮೂಹವನ್ನು ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜ ಸಮೂಹದ ~80% ಇರಬಹುದು ಎಂದು ನಂಬುತ್ತವೆ, ಅದು ಸೌರ ಸಮೂಹಗಳ[೨] 7.1×೧೦11 ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸಲಾಗಿದೆ, 2009 ರ ಒಂದು ಅಧ್ಯಯನವು ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜ ಮತ್ತು ಕ್ಷೀರ ಪಥಗಳು ಸಮೂಹದ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಸರಿಸಮನಾಗಿವೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸಿತು.[೧೨] ಒಂದು 3.4 ದ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಗೋಚರವಾಗುವ ಎತ್ತರದಿಂದ, ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವು ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಶಮಾನವಾದ ದೊಡ್ದಗಾತ್ರದ ವಸ್ತುಗಳಲ್ಲಿ[೧೩] ಒಂದು ಎಂದು ಪ್ರಮುಖವಾಗಿದೆ, ಇದು ಮಧ್ಯ ಪ್ರಮಾಣದ ಬೆಳಕಿನ ಮಾಲಿನ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿದ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಂದಲೂ ಕೂಡ ಬರಿ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕೂಡ ಗೋಚರವಾಗುವಂಥ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವಾಗಿದೆ. ಒಂದು ದೊಡ್ಡದಾದ ದೂರದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಇದರ ಛಾಯಾಚಿತ್ರವನ್ನು ತೆಗೆಯಲ್ಪಟ್ಟಾಗ ಇದು ಪೂರ್ಣ ಚಂದ್ರನಿಗಿಂತ ಆರು ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ದೊಡ್ಡದಾಗಿ ಕಂಡುಬಂದರೂ ಕೂಡ, ಕೇವಲ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಕೇಂದ್ರ ಭಾಗವು ಮಾತ್ರ ಬರಿಗಣ್ಣಿಗೆ ಗೋಚರವಾಗುತ್ತದೆ.

ಅವಲೋಕನದ ಇತಿಹಾಸ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಐಸಾಕ್ ರಾಬರ್ಟ್ಸ್‌ರಿಂದ ದೊಡ್ಡದಾದ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಿಹಾರಿಕೆ.

ರೋಮ್‌ನ ಕವಿ ಅವೈನಸ್‌ನು ಎಡಿ ನಾಲ್ಕನೆಯ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಸರಪಳಿ ತಾರಾಪುಂಜದ ಬಗೆಗೆ ಒಂದು ಪ್ರಲೋಭನಾ ವಾಕ್ಯವನ್ನು ಬರೆದನು.[೧೪] ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಮೊದಲಿನ ದಾಖಲಿಸಲ್ಪಟ್ಟ ಅವಲೋಕನವು ಕ್ರಿ.ಶ. 964 ರಲ್ಲಿ ಪರ್ಷಿಯಾದ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಅಬ್ದ್ ಆಲ್-ರೆಹ್‌ಮಾನ್ ಆಲ್-ಸಫಿ (ಅಜೋಫಿ)[೧೫] ಇವನಿಂದ ದಾಖಲಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿತು, ಅವನು ಇದನ್ನು ತನ್ನ ಸ್ಥಿರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪುಸ್ತಕ ದಲ್ಲಿ ಒಂದು "ಸಣ್ಣ ಮೋಡ" ಎಂದು ವರ್ಣಿಸಿದನು. ಆ ಅವಧಿಯ ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರ ನಕ್ಷೆಗಳು ಇದನ್ನು ಚಿಕ್ಕದಾದ ಮೋಡ ಎಂಬ ಹೆಸರಿನಿಂದ ಕರೆದವು.[೧೫] ದೂರದರ್ಶಕದ ಅವಲೋಕನವನ್ನು ಆಧಾರವಾಗಿರಿಸಿಕೊಂಡು ವಸ್ತುವಿನ ಮೊದಲ ವಿವರಣೆಯು ಜರ್ಮನಿಯ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಸೈಮನ್ ಮೇರಿಯಸ್‌ನಿಂದ 1612 ರಲ್ಲಿ ವಿವರಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿತು.[೧೫] ಚಾರ್ಲ್ಸ್ ಮೆಸ್ಸಿಯರ್‌ನು ಇದನ್ನು ದೃಶ್ಯವಸ್ತು ಎಮ್31 ಎಂದು 1764 ರಲ್ಲಿ ಸೂಚಿಸಿದನು ಮತ್ತು ಆಲ್ ಸುಫಿಯ ಮುಂಚಿನ ಕೆಲಸಗಳ ಅರಿವಿಲ್ಲದೇ, ದೋಷಯುಕ್ತವಾಗಿ ಮೇರಿಯಸ್‌ನನ್ನು ಸಂಶೋಧಕ ಎಂಬ ಕೀರ್ತಿಗೆ ಪಾತ್ರನಾಗುವಂತೆ ಮಾಡಿದನು. 1785 ರಲ್ಲಿ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ವಿಲಿಯಮ್ ಹರ್ಶೆಲ್‌ನು ಎಮ್31 ಕೇಂದ್ರ ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಮಸುಕಾದ ಕೆಂಪುಬಣ್ಣದ ಛಾಯೆಯನ್ನು ಗುರುತಿಸಿದನು. ಅವನು ಇದನ್ನು ಎಲ್ಲಾ "ದೊಡ್ಡ ನಿಹಾರಿಕೆ"ಗಳಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಂತ ಸಮೀಪದ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜ ಎಂದು ನಂಬಿದ್ದನು ಮತ್ತು ನಿಹಾರಿಕೆಯ ಬಣ್ಣದ ಮತ್ತು ಎತ್ತರದ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ, ಅವನು ಇದು ಲುಬ್ಧಕದ (ಮಹಾಶ್ವಾನ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಒಂದು ಉಜ್ವಲ ನಕ್ಷತ್ರ) ಅಂತರದ 2,000 ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿಗೆ ಇದೆ ಎಂದು ದೋಷಯುಕ್ತವಾಗಿ ಅಂದಾಜಿಸಿದನು.[೧೬]

ವಿಲಿಯಮ್ ಹಗಿನ್ಸ್‌ನು 1864 ರಲ್ಲಿ ಎಮ್31 ದ ವರ್ಣಸಮೂಹವನ್ನು ಗುರುತಿಸಿದನು ಮತ್ತು ಇದು ಒಂದು ಅನಿಲರೂಪದ ನಿಹಾರಿಕೆಯಿಂದ ಭಿನ್ನವಾಗಿದೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಗುರುತಿಸಿದನು.[೧೭] ಎಮ್31 ದ ವರ್ಣಸಮೂಹವು ಆವರ್ತನಗಳ ಒಂದು ಮುಂದುವರಿಕೆಯಾಗಿದೆ, ದಟ್ಟ ಹೀರಿಕೆಯ ಗೆರೆಗಳ ಜೊತೆಗೆ ಒಂದರ ಮೇಲೆ ಒಂದು ಇರಿಸಲ್ಪಟ್ಟ ಇದು ಒಂದು ವಸ್ತುವಿನ ರಾಸಾಯನಿಕ ಮಿಶ್ರಣವನ್ನು ಗುರುತಿಸುವಲ್ಲಿ ಸಹಾಯ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಿಹಾರಿಕೆಯು ಪ್ರತ್ಯೇಕವಾದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವರ್ಣಸಮೂಹಕ್ಕೆ ತುಂಬಾ ಸಾದೃಶವಾಗಿದೆ, ಮತ್ತು ಇದರಿಂದ ಇದು ಎಮ್31 ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದ ಸ್ವರೂಪವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು ತರ್ಕಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. 1885 ರಲ್ಲಿ, ಒಂದು ಸುಪರ್‌ನೋವಾ (ಮಹಾನವ್ಯ) ("ಎಸ್ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ" ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುತ್ತದೆ) ಇದು ಎಮ್‌31 ದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬಂದಿತು, ಇದು ಮೊದಲ ಮತ್ತು ಅಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಆ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಎಂದೂ ಕಂಡುಬಂದಿರದ ಮೊದಲ ಮಹಾನವ್ಯವಾಗಿತ್ತು. ಆ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಎಮ್31 ಇದು ಸನಿಹದಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ ಎಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿತು, ಆದ್ದರಿಂದ ಪರಿಣಾಮವು ಕಡಿಮೆ ಹೊಳೆಯುವಂತದ್ದಾಗಿತ್ತು ಎಂದು ಆಲೋಚಿಸಲಾಗಿತ್ತು ಮತ್ತು ಒಂದು ನೋವಾ ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ಅಸಂಬಂಧಿತ ಸಂಗತಿಯಾಗಿತ್ತು, ಮತ್ತು ಅದಕ್ಕೆ ಪೂರಕವಾಗಿ ಅದು "ನೋವಾ 1885" ಎಂಬ ಹೆಸರನ್ನು ನೀಡಲ್ಪಟ್ಟಿತು.[೧೮]

ಎಮ್31 ದ ಮೊದಲ ಛಾಯಾಚಿತ್ರಗಳು 1887 ರಲ್ಲಿ ಐಸಾಕ್ ರೊಬರ್ಟ್ಸ್‌ನಿಂದ ಸುಸೆಕ್ಸ್ ಇಂಗ್ಲೆಂಡ್‌ನಲ್ಲಿ ಅವನ ವೈಯುಕ್ತಿಕ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದಿಂದ ತೆಗೆಯಲ್ಪಟ್ಟವು. ದೀರ್ಘ-ಅವಧಿಯ ಅನಾವರಣವು ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ವಿನ್ಯಾಸವನ್ನು ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ನೋಡುವಂತೆ ಮಾಡಿತು.[೧೯] ಆದಾಗ್ಯೂ, ಆ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಈ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವು ನಮ್ಮ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದೊಳಗಿನ ಒಂದು ನಿಹಾರಿಕೆ ಎಂದು ನಂಬಲ್ಪಟ್ಟಿತ್ತು, ಮತ್ತು ಎಮ್31 ಮತ್ತು ಅದೇ ರೀತಿಯ ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ನಿಹಾರಿಕೆಗಳು ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಹೊಸ ಗ್ರಹಗಳ ಜೊತೆ ಸೌರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯನ್ನು ನಿರ್ಮಿಸುತ್ತವೆ ಎಂಬುದಾಗಿ ರೊಬರ್ಟ್ಸ್‌ನು ತಪ್ಪಾಗಿ ಭ್ರಮಿಸಿದ್ದನು. ನಮ್ಮ ಸೌರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿ ಈ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ತ್ರಿಜ್ಯೀಯ ಕಿರಣಗಳ ವೇಗವು 1912 ರಲ್ಲಿ ವೆಸ್ಟೊ ಸ್ಲಿಫರ್‌ನಿಂದ ಲೊವೆಲ್ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದಲ್ಲಿ ರೋಹಿತ ದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಮಾಪನ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟಿತು. ಇದರ ಫಲಿತಾಂಶವೇನೆಂದರೆ ಆ ಸಮಯದಲ್ಲಿ300 kilometres per second (190 mi/s) ಇದು ಸೂರ್ಯನೆಡೆಗೆ ಚಲಿಸುತ್ತಿರುವ ದಾಖಲಿಸಲ್ಪಟ್ಟ ಅತ್ಯಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ವೇಗವಾಗಿತ್ತು.[೨೦]

ಐಲ್ಯಾಂಡ್ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ತಾರಾಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಎಂ31ರ ಸ್ಥಳ.

1917 ರಲ್ಲಿ, ಅಮೇರಿಕಾದ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಹೆಬರ್ ಕರ್ಟಿಸ್‌ನು ಎಮ್‌31ದ ಒಳಗಡೆ ಒಂದು ನೋವಾ (ನವ್ಯತಾರೆ)ವನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಿದನು. ಛಾಯಾಚಿತ್ರಗಳ ದಾಖಲೆಯನ್ನು ಹುಡುಕುತ್ತಿದ್ದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ, ಇತರ 11 ನವ್ಯತಾರೆಗಳು ಸಂಶೋಧಿಸಲ್ಪಟ್ಟವು. ಈ ನವ್ಯ ತಾರೆಗಳು, ಸರಾಸರಿಯಾಗಿ, ನಮ್ಮ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬಂದ ಮಹಾನವ್ಯಗಳಿಗಿಂತ 10 ಬೃಹತ್ ಪ್ರಮಾಣದಷ್ಟು ಅಸ್ಪಷ್ಟವಾಗಿದ್ದವು ಎಂಬುದನ್ನು ಕರ್ಟಿಸ್‌ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದನು. ಅದರ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ಅವನು ಅಂತರದ ಅಂದಾಜ 500,000 light-years (3.2×1010 AU) ನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯುವಲ್ಲಿ ಕಾರ್ಯನಿರತನಾದನು. ಅವನು "ಐಲ್ಯಾಂಡ್ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ" ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಟ್ಟ ಊಹಾ ಸಿದ್ಧಾಂತದ ಸಿದ್ಧಾಂತ ಪ್ರತಿಪಾದಕನಾದನು, ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ನಿಹಾರಿಕೆಗಳು ವಾಸ್ತವಿಕವಾಗಿ ಸ್ವತಂತ್ರವಾದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳು ಎಂಬ ವಾದವನ್ನು ಊಹಾ ಸಿದ್ಧಾಂತವು ಎತ್ತಿಹಿಡಿಯಿತು.[೨೧]

1920 ರಲ್ಲಿ, ಹಾರ್ಲೋ ಶೇಪ್‌ಲೇ ಮತ್ತು ಕರ್ಟಿಸ್‌ರ ನಡುವೆ ಒಂದು ದೊಡ್ಡ ಚರ್ಚೆಯು ನಡೆಯಿತು, ಅದು ಕ್ಷೀರ ಪಥ, ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ನಿಹಾರಿಕೆ, ಮತ್ತು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಆಯಾಮಗಳ ಸ್ವರೂಪಗಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದ ಚರ್ಚೆಯಾಗಿತ್ತು. ದೊಡ್ಡ ಗಾತ್ರದ ಆಂಡ್ರೋಮಿಡಾ ನಿಹಾರಿಕೆಯು (ಎಮ್31) ಒಂದು ಬಾಹ್ಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜ ಎಂಬ ಅವನ ಹೇಳಿಕೆಗಳನ್ನು ಬೆಂಬಲಿಸಲು, ಕರ್ಟಿಸ್‌ನು ನಮ್ಮ ಸ್ವಂತ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜಗಳಲ್ಲಿನ ಧೂಳಿನ ಮೋಡಗಳನ್ನು ಹೋಲುವ ದಟ್ಟ ಕಿರುದಾರಿಗಳ ಗೋಚರಿಸುವಿಕೆಯನ್ನೂ ಕೂಡ ಟಿಪ್ಪಣಿ ಮಾಡಿದನು, ಅದೇ ರೀತಿಯಾಗಿ ಗಣನೀಯ ಪ್ರಮಾಣದ ಡೊಪ್ಲರ್ ವರ್ಗಾವಣೆಯನ್ನೂ ಕೂಡ ಸೂಚಿಸಿದನು. 1922 ರಲ್ಲಿ ಅರ್ನೆಸ್ಟ್ ಒಪಿಕ್‌ನು ಎಮ್‌31 ದ ಅಂತರವನ್ನು ಅಂದಾಜಿಸುವ ಸಲುವಾಗಿ ತುಂಬಾ ನಾಜೂಕಾದ ಮತ್ತು ಸರಳವಾದ ಖಭೌತಿಕ ವಿಧಾನವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದನು. ಅವನ ಫಲಿತಾಂಶವು ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಿಹಾರಿಕೆಯನ್ನು ನಮ್ಮ ತಾರಾಗಣದಿಂದ ಬಹಳ ದೂರ ಸುಮಾರು 450 ಕೆಪಿಸಿ (ಕಿಲೋ ಪ್ರತಿ ಸೆಕೆಂಡ್‌ಗೆ)ಗಳಷ್ಟು ಅಂತರದಲ್ಲಿ ಇದೆ ಎಂಬ ಸತ್ಯವನ್ನು ಪ್ರಕಟಪಡಿಸಿತು, 450 ಕೆಪಿಸಿ ಅಂದರೆ ಸುಮಾರು 1,500 ಕೆ‌ಎಲ್‌ವೈ (ಕಿಲೋ ಬೆಳಕಿನ ವರ್ಷಗಳು).[೨೨] ಎಡ್‌ವಿನ್ ಹಬಲ್‌ನು 1925 ರಲ್ಲಿ ಬಹಿರ್ಗ್ಯಾಲಾಕ್ಸಿಯ (ಹಾಲುಹಾದಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಹೊರಗಿರುವ) ಚರತಾರೆ ಅಸ್ಥಿರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ಎಮ್31 ದ ಖಗೋಳಿಕ ಛಾಯಾಚಿತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತಿಸಿದಾಗ ಅವನು ಒಂದು ಚರ್ಚೆಯನ್ನು ನಿಶ್ಚಯಿಸಿದನು. ಇವುಗಳು2.5 metres (98 in) ಹೂಕರ್ ದೂರದರ್ಶಕವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟವು, ಮತ್ತು ಅವು ದೊಡ್ಡ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಿಹಾರಿಕೆಯ ಅಂತರವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯುವಲ್ಲಿ ಸಹಾಯ ಮಾಡಿದವು. ಈ ಲಕ್ಷಣಗಳು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಮೂಹವಲ್ಲ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದೊಳಗಿನ ಅನಿಲವಲ್ಲ ಎಂಬುದನ್ನು ಅವನ ಸಂಶೋಧನೆಗಳು ನಿರ್ಣಾಯಕವಾಗಿ ವಿವರಿಸಿದವು, ಆದರೆ ಒಂದು ಪೂರ್ತಿಯಾಗಿ ಭಿನ್ನವಾದ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವು ನಮ್ಮ ತಾರಾಗಣದಿಂದ ಒಂದು ಗಣನೀಯ ಪ್ರಮಾಣದ ಅಂತರದಲ್ಲಿ ಸ್ಥಾಪಿತಗೊಂಡಿದೆಎಂಬುದನ್ನು ಅವು ತಿಳಿಸಿದವು.[೨೩]

ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾವು ಸಮೀಪದಲ್ಲಿರುವ ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವಾಗಿರುವ ಕಾರಣದಿಂದ (ಎಲ್ಲಕ್ಕಿಂತ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವಲ್ಲದಿದ್ದರೂ ಕೂಡ) ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜಗಳ ಅಧ್ಯಯನದಲ್ಲಿ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾವು ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ಪಾತ್ರವನ್ನು ನಿರ್ವಹಿಸುತ್ತದೆ 1943 ರಲ್ಲಿ, ವಾಲ್ಟರ್ ಬಾಡೆಯು ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಕೇಂದ್ರ ಭಾಗದಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಬೇರ್ಪಡಿಸುವಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಖಗೋಳ ಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞನಾದನು. ಈ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜಗಳ ಮೇಲಿನ ತನ್ನ ಅವಲೋಕನಗಳನ್ನು ಆಧರಿಸಿ, ಅವನು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಲೋಹೀಯ ಗುಣಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ಎರಡು ವಿಭಿನ್ನವಾದ ಸಮೂಹಗಳ ವ್ಯತ್ಯಾಸ ತಿಳಿಯುವಲ್ಲಿ ಸಮರ್ಥನಾದನು. ಅವನು ಎಳೆಯ, ಹೆಚ್ಚಿನ ವೇಗವನ್ನು ಹೊಂದಿದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಡಿಸ್ಕ್ ವಿಧ I ಮತ್ತು ಹಳೆಯ, ಕೆಂಪು ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಬಲ್ಜ್ ವಿಧ II ಎಂಬ ಹೆಸರುಗಳನ್ನು ನೀಡಿದನು. ಈ ನಾಮ ನಿವೇದನಾ ಪದ್ಧತಿಯು ಆನಂತರದಲ್ಲಿ ಕ್ಷೀರ ಪಥದೊಳಗಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಮತ್ತು ಹೊರಗಡೆಯಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಹೆಸರನ್ನು ನೀಡಲು ಅಳವಡಿಸಿಕೊಳ್ಳಲ್ಪಟ್ಟಿತು. (ಎರಡು ವಿಭಿನ್ನವಾದ ಸಮೂಹಗಳ ಅಸ್ತಿತ್ವವು ಮೊದಲಿಗೆ ಜಾನ್ ಊರ್ಟ್‌ನಿಂದ ತಿಳಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿತ್ತು.)[೨೪] ಡಾ. ಬಾಡೆಯು ಅಲ್ಲಿ ಚರತಾರೆ ಸ್ಥಿರಗಳ ಎರಡು ವಿಧಗಳಿವೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಸಂಶೋಧಿಸಿದನು. ಅವು ಎಮ್‌31 ಗಿರುವ ಅಂತರದ ಅಂದಾಜನ್ನು ದ್ವಿಗುಣಗೊಳಿಸುವ ಫಲಿತಾಂಶಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾದವು, ಅದೇ ರೀತಿಯಾಗಿ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಉಳಿಕೆಯಾಗಿ ಬದಲಾದವು.[೨೫]

ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ವಿಕಿರಣ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯು ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ವಿಕಿರಣ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರದ ಪ್ರಥಮಾನ್ವೇಷಕ ಗ್ರೋಟ್ ರೆಬೆರ್‌ನಿಂದ 1940 ರಲ್ಲಿ ಸಂಶೋಧಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿತು. ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಮೊದಲ ವಿಕಿರಣ ನಕ್ಷೆಗಳು 1950 ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಜಾನ್ ಬಾಲ್ಡ್‌ವಿನ್ ಮತ್ತು ಕ್ಯಾಂಬ್ರಿಜ್ ವಿಕಿರಣ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರದ ಗುಂಪುಗಳ ಸಹಕರ್ತರುಗಳಿಂದ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟವು.[೨೬] ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಕೇಂದ್ರಭಾಗವು 2C ವಿಕಿರಣ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರ ವಿಷಯ ಸೂಚಿಯಲ್ಲಿ 2C 56 ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ. 2009 ರಲ್ಲಿ, ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಗ್ರಹವು ಸಂಶೋಧಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿತು. ಈ ಗ್ರಹವು, ಒಂದು ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದ ವಸ್ತುವಿನಿಂದ ಬೆಳಕಿನ ವಕ್ರೀಭವನದಿಂದ ಉಂಟಾಗಲ್ಪಟ್ಟ ಮೈಕ್ರೋಲೆನ್ಸಿಂಗ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ತಂತ್ರಗಾರಿಕೆಯ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿತು.[೨೭]

ಸಾಮಾನ್ಯ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ನಾಸಾದ ವಿಲ್ಡ್-ಫಿಲ್ಡ್ ಇನ್ಫ್ರಾರೆಡ್ ಸರ್ವೆ ಎಕ್ಸ್‌ಫ್ಲೋರರ್‌ನಿಂದ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಕಾಣುತ್ತದೆ.

1953 ರಲ್ಲಿ ಅಂತರಿಕ್ಷದಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊಂದು, ಮಸುಕಾದ ವಿಧದ ಚರತಾರೆ ಇದೆ ಎಂಬುದು ಸಂಶೋಧಿಸಲ್ಪಟ್ಟ ಸಮಯದಲ್ಲಿ, ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಮಾಪನ ಮಾಡಲ್ಪಟ ಅಂತರವು ದ್ವಿಗುಣಗೊಳ್ಳಲ್ಪಟ್ಟಿತು. 1990 ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ, ಹಿಪಾರ್ಕೋಸ್ ಉಪಗ್ರಹ ಮಾಪನಗಳಿಂದ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟ ಎರಡೂ ಮಾನದಂಡಾತ್ಮಕ ಕೆಂಪು ದೊಡ್ಡಗಾತ್ರದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹಾಗೆಯೇ ಕೆಂಪು ಸಮೂಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮಾಪನಗಳು ಚರತಾರೆಗಳ ಅಂತರಗಳನ್ನು ನಿಷ್ಕರ್ಷಿಸಲು ಬಳಸಲ್ಪಟ್ಟವು.[೨೮][೨೯]

ಇತ್ತೀಚಿನ ಅಂತರ ಅಂದಾಜು ನಿರ್ಣಯ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಗೆಲೆಕ್ಸ್‌ನಿಂದ ನೇರಳಾತೀತ ಕಿರಣದಿಂದ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಚಿತ್ರ ತೆಗೆಯಲಾಗಿದೆ.

ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜಕ್ಕಿರುವ ಅಂತರವನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡಲು ಕನಿಷ್ಠ ಪಕ್ಷ ನಾಲ್ಕು ವಿಭಿನ್ನವಾದ ತಂತ್ರಗಾರಿಕೆಗಳು ಬಳಸಲ್ಪಟ್ಟವು. 2003 ರಲ್ಲಿ, ಅತಿಗೆಂಪು ಮೇಲ್ಮೈ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ಅಸ್ಥಿರತೆಗಳನ್ನು (I-SBF) ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಮತ್ತು ಫ್ರೀಡ್‌ಮನ್ ಎಟ್ ಆಲ್ 2001 ರ ಹೊಸ ಅವಧಿಯ-ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಮೌಲ್ಯಕ್ಕೆ ಸರಿಹೊಂದಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತ ಮತ್ತು (O/H) ನಲ್ಲಿನ -0.2 ಮ್ಯಾಗ್ ಡೆಕ್ಸ್−1ನ ಒಂದು ಲೋಹೀಯ ಸರಿಪಡಿಸುವಿಕೆಯನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು 2.57 ± 0.06 megalight-years (788 ± 18 kpc) ರ ಒಂದು ಅಂದಾಜನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳಲಾಯಿತು. ಚರತಾರೆ ಅಸ್ಥಿರ ವಿಧಾನವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು, 2.51 ± 0.13 ಎಮ್‌ಎಲ್‌ವಾಯ್ (770 ± 40 ಕೆಪಿಸಿ)ಯ ಒಂದು ಅಂದಾಜು 2004 ರಲ್ಲಿ ಸಾಧಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿತು.[೩][೨]

2005 ರಲ್ಲಿ, ಇಗ್ನಾಸಿ ರಿಬಾಸ್ (CSIC ಕ್ಯಾಟಾಲೋನಿಯಾದ ಅಂತರಿಕ್ಷ ಅಧ್ಯಯನದ ಸಂಸ್ಥೆ (IEEC)) ಮತ್ತು ಅವನ ಸಹೋದ್ಯೋಗಿ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರ ಒಂದು ಗುಂಪು ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಕಾಂತಿಗುಂದುತ್ತಿರುವ ದ್ವಿಭಾಗದ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸಂಶೋಧನೆಯನ್ನು ಘೋಷಿಸಿದರು. M31VJ00443799+4129236 ಎಂಬ ಹೆಸರನ್ನು ನೀಡಲ್ಪಟ್ಟ,[c] ದ್ವಿಭಾಗದ ನಕ್ಷತ್ರವು ಎರಡು ದೀಪ್ತ ವಿಕಿರಣಗಳನ್ನು ಮತ್ತು ಒ ಮತ್ತು ಬಿ ವಿಧಗಳ ಬಿಸಿಯಾದ ನೀಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿತ್ತು. ಪ್ರತಿ 3.54969 ದಿನಗಳಿಗೊಮ್ಮೆ ಸಂಭವಿಸುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಕಾಂತಿಗುಂದುವಿಕೆಯ (ಗ್ರಹಣದ) ಅಧ್ಯಯನದ ಮೂಲಕ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಅವುಗಳ ಗಾತ್ರಗಳನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡುವುದಕ್ಕೆ ಸಮರ್ಥರಾದರು. ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಗಾತ್ರಗಳು ಮತ್ತು ತಾಪಮಾನಗಳನ್ನು ತಿಳಿದುಕೊಂಡ ನಂತರ ಅವರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಿಖರವಾದ ಗಾತ್ರಗಳನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡುವುದಕ್ಕೆ ಸಮರ್ಥರಾಗುವಂತೆ ಮಾಡಿತು. ಗೋಚರ ಮತ್ತು ನಿಖರವಾದ ಗಾತ್ರಗಳು ತಿಳಿಯಲ್ಪಟ್ಟ ನಂತರದಲ್ಲಿ, ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕಿರುವ ಅಂತರವನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡಬಹುದು. ನಕ್ಷತ್ರಗಳು 2.52 ± 0.14 megalight-years (773 ± 43 kpc) ರ ದೂರದಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಪೂರ್ತಿ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳು ಸುಮಾರು 2.5 Mly (770 kpc) ದೂರದಲ್ಲಿವೆ.[೪] ಈ ಹೊಸ ಅಂದಾಜು ಅಂಕಿಯು ಮುಂಚಿನ, ಸ್ವತಂತ್ರ ಚರತಾರೆ-ಆಧಾರಿತ ಅಂತರದ ಮೌಲ್ಯದ ಜೊತೆಗೆ ಅತ್ಯುತ್ತಮವಾಗಿ ಹೊಂದಿಕೊಳ್ಳಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ.

ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾವು ಸಾಕಷ್ಟು ಸನಿಹದಲ್ಲಿದೆ, ಅದು ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯಾಕಾರದ ಸಮೂಹಗಳ ಕೊನೆ (TRGB) ವಿಧಾನದಂತೆಯೂ ಕೂಡ ಇದರ ದೂರವನ್ನು ಅಳತೆ ಮಾಡಲು ಬಳಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ. ಈ ತಂತ್ರಗಾರಿಕೆಯನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು 2005 ರಲ್ಲಿ ಎಮ್‌31 ಗಿರುವ ಅಂದಾಜು ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟ ಅಂತರವು 2.56 ± 0.08 Mly (785 ± 25 kpc) ಪ್ರತಿಫಲವನ್ನು ನೀಡಿತು.[೫]

ಒಟ್ಟಾಗಿ ಸರಾಸರಿಯಾಗಿಸಲ್ಪಟ್ಟಾಗ, ಈ ಎಲ್ಲಾ ಅಂತರಗಳ ಮಾಪನಗಳು ಒಂದು ಸಂಯೋಜಿತ ಅಂತರದ ಅಂದಾಜು 2.54 ± 0.06 Mly (779 ± 18 kpc) ಅನ್ನು ನೀಡುತ್ತವೆ.[a] ಈ ಮೇಲಿನ ಅಂತರವನ್ನು ಆಧರಿಸಿ, ವಿಶಾಲವಾದ ಬಿಂದುಗಳಲ್ಲಿರುವ ಎಮ್31 ದ ವ್ಯಾಸವು 141 ± 3 kly (43,230 ± 920 pc) ಇದೆ ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸಲಾಗಿದೆ.[d] ತ್ರಿಕೋನಮಿತಿಯನ್ನು (ಅರ್ಧಚಂದ್ರಾಕೃತಿಯ ಸ್ಪರ್ಶಕ ಅನುಪಾತ) ಅನ್ವಯಿಸಲ್ಪಟ್ಟಾಗ, ಅದು ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು 3.18° ಕೋನದವರೆಗೆ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತದೆ.

ಸಮೂಹ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯ ಅಂದಾಜುಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಪ್ರಭಾವಲಯದ ಸಮೂಹ ಅಂದಾಜುಗಳು (ಕಪ್ಪು ಚುಕ್ಕೆಗಳನ್ನೂ ಒಳಗೊಂಡಂತೆ) ಕ್ಷೀರ ಪಥದ 1.9×೧೦12 M ☉ಗೆ ಹೋಲಿಸಿ ನೋಡಿದಾಗ ಸರಿಸುಮಾರು 1.23×೧೦12  ಎಮ್ ☉[೩೦] ( ಮಿಲಿಯನ್ ಮಿಲಿಯನ್ ಸೌರ ಸಮೂಹಗಳು) ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ನೀಡುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿಂದ ಎಮ್31 ಇದು ನಮ್ಮ ತಾರಾಗಣಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಬೃಹತ್ ಪ್ರಮಾಣದ್ದಾಗಿರಬಹುದು, ಆದಾಗ್ಯೂ ತಪ್ಪಿನ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯು ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿ ಹೇಳುವುದಕ್ಕೆ ಈಗಲೂ ಕೂಡ ತುಂಬಾ ದೊಡ್ದದಾಗಿದೆ. ಹಾಗಿದ್ದರೂ ಕೂಡ, ಕ್ಷೀರ ಪಥದ ನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹಗಳು ಮತ್ತು ಎಮ್31 ಗಳು ತುಲನಾರ್ಹವಾಗಿದೆ, ಮತ್ತು ಎಮ್31 ದ ಗೋಲವು ವಾಸ್ತವಿಕವಾಗಿ ಕ್ಷೀರ ಪಥಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಮಟ್ಟದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ.[೩೧]

ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿ, ಎಮ್31 ಇದು ಕ್ಷೀರ ಪಥಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಸಾಮಾನ್ಯವಾದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಂತೆ ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ, ಮತ್ತು ಎಮ್ ದ ಅಂದಾಜು ಮಾಡಲಾದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯು ~2.6×೧೦10 L ☉ ಇದೆ, ಇದು ನಮ್ಮ ತಾರಾಗಣಕ್ಕಿಂತ ಸುಮಾರು 25% ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿದೆ.[೩೨] ಆದಾಗ್ಯೂ ಕ್ಷೀರ ಪಥದಲ್ಲಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಿರ್ಮಿಸುವಿಕೆಯ ಪ್ರಮಾಣವು ತುಂಬಾ ಹೆಚ್ಚಿನ ಮಟ್ಟದ್ದಾಗಿದೆ, ಅದರಲ್ಲಿ ಕ್ಷೀರ ಪಥವು ಉತ್ಪಾದನೆ ಮಾಡುವ 3–5 ಸೌರ ಸಮೂಹಗಳಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿ ನೋಡಿದಾಗ ಎಮ್31 ಮಾತ್ರವೇ ಪ್ರತಿ ವರ್ಷ ಸುಮಾರು ಒಂದು ಸೌರ ಸಮೂಹವನ್ನು ಉತ್ಪತ್ತಿ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಕ್ಷೀರ ಪಥದಲ್ಲಿನ ಮಹಾನವ್ಯಗಳ ಪ್ರಮಾಣವು ಎಮ್31 ದಕ್ಕಿಂತ ದ್ವಿಗುಣವಾಗಿದೆ.[೩೩] ಎಮ್31 ತನ್ನ ಗತಕಾಲದಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಮಟ್ಟದ ನಕ್ಷತ್ರ ನಿರ್ಮಿಸುವಿಕೆಯ ಅನುಭವವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಇದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ಅದು ಈಗ ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ನಿಶ್ಚಲವಾಗಿದೆ, ಹಾಗೆಯೇ ಕ್ಷೀರ ಪಥವು ಹೆಚ್ಚು ಕ್ರಿಯಾಶೀಲವಾದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಿರ್ಮಿಸುವಿಕೆಯ ಅನುಭವವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಿದೆ.[೩೨] ಇದು ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಮುಂದುವರೆದರೆ, ಭವಿಷ್ಯದಲ್ಲಿ ಕ್ಷೀರ ಪಥದಲ್ಲಿನ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯು ಎಮ್31 ದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯನ್ನು ಹಿಂದೆಹಾಕಬಹುದು.

ದೋಷ:ಸಾಲು 4ರ ಕೊನೆಯಲ್ಲಿ ಯಾವುದೇ ಸಿಂಧು ಸಂಪರ್ಕಕೊಂಡಿ ಇಲ್ಲ.

ರಚನೆ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಸ್ಪಿಟ್ಜರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ದೂರದರ್ಶಕದಿಂದ ಅತಿಗೆಂಪಿನಲ್ಲಿ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಕಾಣುತ್ತದೆ, ನಾಸಾದ ನಾಲ್ಕು ದೊಡ್ಡ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದು .
ಸಿಟ್ಜರ್‌ನಿಂದ ಅತಿಗೆಂಪಿನಲ್ಲಿ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಯ ಚಿತ್ರ ತೆಗೆಯಲಾಗಿದೆ, [81] (Credit:NASA/JPL–Caltech/K. ಗೋರ್ಡನ್, ಅರಿಜೋಜಾ ವಿಶ್ವವಿದ್ಯಾಲಯ)
ಎ ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಕ್ಷಿಪ್ರವಾದ ಪ್ರಯಾಣ.

ಇದರ ಗೋಚರವಾಗುವ ಬೆಳಕಿನ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ಕಾಣುತ್ತದೆ, ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳಲ್ಲಿ ಡಿ ವ್ಯಾಕುಲರ್ಸ್-ಸ್ಯಾಂಡೇಜ್ ವ್ಯಾಪಿಸಿದ ವರ್ಗೀಕರಣ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ದೇವಯಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವನ್ನು ಎಸ್‌ಎ(ಎಸ್)ಬಿ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವಾಗಿ ವರ್ಗೀಕರಿಸಲಾಗಿದೆ.[೧] ಆದಾಗ್ಯೂ, 2ಮಾಸ್ ಮಾಹಿತಿಯ ಸಮೀಕ್ಷೆಯಿಂದ ಎಂ31 ಉಬ್ಬು ಪೆಟ್ಟಿಗೆ-ತರಹ ಗೋಚರವಾಗುವುದನ್ನು ತೋರಿಸಿದೆ, ಇದು ತಾರಾಪುಂಜವು ವಾಸ್ತವಿಕವಾಗಿ ಕಾಲಾತೀತವಾದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವೆಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ ಜೊತೆಗೆ ಪಟ್ಟಿಯು ಇದರ ಅಕ್ಷದುದ್ದಕ್ಕೂ ನೇರವಾಗಿ ಅತಿಸಮೀಪ ಕಾಣಿಸುತ್ತದೆ.[೩೪]

2005ರಲ್ಲಿ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಕೆಕ್ ದುರ್ಬೀನು ಬಳಸಿ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜ ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ಇದರ ಮುಖ್ಯವಾದ ಮುದ್ರಿಕಾ ಭಾಗದಿಂದ ಹೊರಗೆ ವ್ಯಾಪಿಸಿದ ಹಗುರವಾದ ತಾರೆಗಳ ಎರಚುವಿಕೆಯನ್ನು ತೋರಿಸಿದರು.[೩೫] ಇದರರ್ಥ ಆ‍ಯ್‌೦ಡ್ರೊಮಿಡಾದಲ್ಲಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸುರುಳಿ ಮುದ್ರಿಕೆಯು ವ್ಯಾಸದಲ್ಲಿ ಮೊದಲು ಅಂದಾಜು ಮಾಡಿದ್ದಕ್ಕಿಂತ ಮೂರುಪಟ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ. ಈ ಒಟ್ಟುಸೇರಿಸಿದ ಸಾಕ್ಷಿಯು ಅಪಾರವಾಗಿದೆ,ವಿಸ್ತರಿಸಿದ ತಾರೆಯ ಮುದ್ರಿಕೆಯು ವ್ಯಾಸದಲ್ಲಿನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜವನ್ನು 220,000 light-years (67,000 pc) ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ರಚಿಸುತ್ತದೆ. ಮೊದಲು, ಆ‍ಯ್‌೦ಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಅಂದಾಜಿಸಿದ ಅಳತೆಯ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯು 70,000 to 120,000 light-years (21,000 to 37,000 pc) ದಿಂದ ಹೆಚ್ಚು.

ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವು ಭೂಮಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದಾದ 77° ಭಾಗಿದೆ ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸಲಾಗಿದೆ (ಪಾರ್ಶ್ವದಿಂದ ನೇರವಾಗಿ 90° ಕೋನದಲ್ಲಿ ಕಾಣುತ್ತದೆ.) ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಆಕಾರ ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಿ ಅಡ್ಡ-ಜೋಡಿಸಿದಂತೆ ಕಾಣುವಂತೆ ಸಮತಲಮುದ್ರಿಕೆಗಿಂತ ಸ್ವಲ್ಪಬಾಗಿದ ಎಸ್-ಆಕಾರದಲ್ಲಿರುವಂತೆ ಪ್ರಮಾಣೀಕರಿಸಿ ಘೋಷಿಸಲಾಗಿದೆ.[೩೬] ಎಂ31 ಸಮೀಪದ ಉಪಗ್ರಹ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳ ಗುರುತ್ವದ ಅಂತರ್‌ಕ್ರಿಯೆಯು ಬಾಗುವಿಕೆಗೆ ಕಾರಣವಿರಬಹುದು. ಎಂ31'ರ ಬಾಹುವಿನಲ್ಲಿನ ಕೆಲವು ಬಾಗುವಿಕೆಗೆ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜ ಎಂ33 ಹೊಣೆಯಾಗಬಹುದು, ಆದಾಗ್ಯೂ ಹೆಚ್ಚು ನಿಖರವಾದ ದೂರಗಳು ಮತ್ತು ಕಿರಣಗಳಲ್ಲಿಯ ವೇಗಗಳು ಅಗತ್ಯವಾಗಿವೆ.

ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರೋಸ್ಕೋಪಿಕ್ ಅಧ್ಯಯನಗಳು ಎಂ31 ಆವರ್ತನ ವೇಗದ ವಿವರವಾದ ಅಳತೆಗಳನ್ನು ವಿವಿಧ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ಮಧ್ಯಭಾಗದಿಂದ ಒದಗಿಸುತ್ತವೆ. ಮಧ್ಯಭಾಗದಿಂದ ವೇಗವು, ಆವರ್ತನ ವೇಗದ ತ್ರಿಜ್ಯ 1,300 light-years (82,000,000 AU)ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ 225 kilometres per second (140 mi/s) ತುದಿಯನ್ನು ಏರುತ್ತದೆ, ನಂತರ ಕನಿಷ್ಠ 7,000 light-years (440,000,000 AU) ಕೆಳಗಿಳಿಯುತ್ತದೆ ಅಲ್ಲಿ ಆವರ್ತನ ವೇಗವು 50 kilometres per second (31 mi/s) ರಷ್ಟು ಕೆಳಗಾಗಬಹುದು. ತದನಂತರ ವೇಗವು ಸ್ಥಿರವಾಗಿ ತ್ರಿಜ್ಯದಿಂದ ಹೊರಗೆ 33,000 light-years (2.1×109 AU) ಮತ್ತೆ ಏರುತ್ತದೆ,ಅಲ್ಲಿ ಅದು 250 kilometres per second (160 mi/s) ತುದಿ ತಲುಪುತ್ತದೆ. ವೇಗವು ನಿಧಾನವಾಗಿ ದೂರದಾಚೆಗೆ ಕೆಳಗಿಳಿಯಿತ್ತದೆ,ಸುಮಾರು200 kilometres per second (120 mi/s)ರಿಂದ80,000 light-years (5.1×109 AU) ರವರೆಗೆ ಬೀಳುತ್ತದೆ. ಈ ವೇಗದ ಮಾಪನಗಳು ಕೇಂದ್ರದಲ್ಲಿ ಕೇಂದ್ರಿಕರಿಸಿದ ಪುಂಜಗಳು ಸುಮಾರು 6×೧೦9 ಎಂ☉ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಒಟ್ಟು ಗುಂಪು ಬಾಹ್ಯ ರೇಖಾತ್ಮಕವಾಗಿ 45,000 light-years (2.8×109 AU),ನಂತರ ವ್ಯಾಸದಾಚೆಗೆ ಹೆಚ್ಚು ನಿಧಾನವಾಗಿ .[೩೭]

ಆ‍ಯ್‌೦ಡ್ರೆಮಿಡಾದ ಸುರುಳಿ ಬಾಹುಗಳು ಎಚ್ II ಕ್ಷೇತ್ರಗಳ ಸರಣಿಗಳಿಂದ ಹೊರರೇಖೆಯಾಗಿದೆ, ಬಾಡೆ "ಹಗ್ಗದ ಮೇಲಿನ ಬಿಂದು" ವಿಗೆ ಸಮನಾಗಿದೆ ಎಂದು ವಿವರಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಅವುಗಳು ಬಿಗಿಯಾಗಿ ಹಾನಿಯಾದಂತೆ ಕಾಣುತ್ತದೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ಅವುಗಳು ನಮ್ಮ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ವಿಶಾಲ ಸ್ಥಳ ಹೊಂದಿವೆ.[೩೮] ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಕ್ರಮಗೊಳಿಸಿದ ಚಿತ್ರಗಳು ಚೆಂದವಾದ ಸಾಮಾನ್ಯ ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವಾಗಿಯೂ ಜೊತೆಗೆ ಗಡಿಯಾರದಾಕಾರದ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿ ಹಾನಿಯಾದ ಬಾಹುವಿನಂತೆ ತೋರಿಸುತ್ತವೆ. ನಿರಂತರವಾದ ಎರಡು ಹಿಂಬಾಲಕ ಬಾಹುಗಳು ಕನಿಷ್ಠ ಸುಮಾರು 13,000 light-years (820,000,000 AU) ವಿನಿಂದ ಪ್ರತಿಯೊಂದರಿಂದ ಬೇರೆಯಾಗಿದೆ. ಇವುಗಳು ಮಧ್ಯಭಾಗದಿಂದ 1,600 light-years (100,000,000 AU) ಸರಿಸುಮಾರು ಹೊರಗಿನ ದೂರದಿಂದ ಒಳಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಎಂ32 ಜೊತೆಗಿನ ಅಂತರ್‌ಕ್ರಿಯೆಯು ಸುರುಳಿಯ ವಿನ್ಯಾಸಕ್ಕೆ ಹೆಚ್ಚು ಕಾರಣವಿರಬಹುದು ಎಂದು ವಿಚಾರಮಾಡಲಾಗಿದೆ. ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಂದ ತಟಸ್ಥ ಜಲಜನಕ ಮೋಡಗಳ ಸ್ಥಳಬದಲಾವಣೆಯಿಂದ ಇವುಗಳನ್ನು ನೋಡಬಹುದು.[೩೯]

1998ರಲ್ಲಿ, ಯೂರೋಪಿನ ಅಂತರಿಕ್ಷ ಸಂಸ್ಥೆ'ಯ ಅತಿಗೆಂಪು ಅಂತರಿಕ್ಷ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದಿಂದ ತೆಗೆದ ಚಿತ್ರವು ಉಂಗುರ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದೊಳಗೆ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಸಂಪೂರ್ಣ ರೂಪವು ಪರಿವರ್ತನೆಹೊಂದಬಹುದೆಂದು ತೋರಿಸಿದೆ. ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದೊಳಗೆ ಹಲವಾರು ಉಂಗುರಗಳ ಮೇಲೆ ವ್ಯಾಪಿಸಿದೆ, ಪ್ರಮುಖವಾದ ಉಂಗುರ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಮಧ್ಯಭಾಗದಿಂದ 32,000 light-years (2.0×109 AU) ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿ ರೂಪುಗೊಂಡಿದೆ.[೪೦] ಈ ಉಂಗುರವು ನಕ್ಷತ್ರಪಂಜದ ಗೋಚರವಾಗುವ ಬೆಳಕಿನ ಚಿತ್ರದಿಂದ ಮರೆಯಾಗಿದೆ ಏಕೆಂದರೆ ಮೂಲತಃ ಇದು ತಂಪು ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಗವಾಗಿದೆ.

ಸಣ್ಣದಾದ ಧೂಳಿನ ಉಂಗುರವು ಎಂ32 ಜೊತೆಗಿನ ಅಂತರ‍್ಕ್ರಿಯೆಗಿಂತ 200 ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷಕ್ಕಿಂತ ಹಿಂದಿನದಾಗಿರಬಹುದೆಂಬ ನಂಬಿಕೆಗೆ ಕಾರಣವಾಗಿರುವುದನ್ನು ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಒಳಗಿನ ಭಾಗದ ಹತ್ತಿರದ ಪರಿಶೀಲನೆಯು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಮುದ್ರಿಕೆಯ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಉತ್ತರದ ಧ್ರುವಪ್ರದೇಶ ಅಕ್ಷದ ಮೂಲಕ ಸಣ್ಣದಾದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವು ಚಲಿಸಬಹುದೆಂದು ಮಾದರಿಯು ತೋರಿಸಿದೆ. ಈ ಭಿನ್ನಾಭಿಪ್ರಾಯವು ಪುಂಜದ ಅರ್ಧಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಸಣ್ಣದಾದ ಎಂ32 ಮತ್ತು ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದಲ್ಲಿ ಉಂಗುರ ರಚನೆಯಾಗಿದ್ದನ್ನು ತೆಗೆದುಹಾಕಿದೆ.[೪೧]

ಅಧ್ಯಯನವು ಎಂ31ರ ಪ್ರಭಾವಲಯವು ವ್ಯಾಪಿಸಿದ ಕ್ಷೀರಪಥಕ್ಕೆ ಸ್ಥೂಲವಾಗಿ ಹೋಲಿಸಿರುವುದನ್ನು ಇದು ತೋರಿಸಿದೆ,ಪ್ರಭಾವಲಯದಲ್ಲಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ "ಮೆಟಲ್-ಪೂರ್"ಆಗಿರುತ್ತವೆ, ಮತ್ತು ವ್ಯತ್ಯಾಸದೊಂದಿದೆ ಇದು ಹೆಚ್ಚುತ್ತದೆ.[೪೨] ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳು ಒಂದೇ ತೆರನಾದ ವಿಕಾಸಾತ್ಮಕ ಪಥಗಳನ್ನು ಅನುಕರಿಸುತ್ತವೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಈ ಸಾಕ್ಷಿಗಳು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳು ಒಂದಾಗಿರಬಹುದು ಮತ್ತು ಕಳೆದ 12 ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಿಂದ ಸುಮಾರು 1–200 ಕೆಳಗಿನ- ಗುಂಪು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳನ್ನು ವಿಲೀನಗೊಳಿಸಿಕೊಂಡಿರಬಹುದು.[೪೩] ಎಂ31 ವ್ಯಾಪಿಸಿದ ಪ್ರಭಾವಲಯದಲ್ಲಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ಷೀರಪಥವು ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳ ಬೇರ್ಪಡಿಸಿದ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯು ಹತ್ತಿರ ಮೂರನೇಯ ಒಂದು ದೂರವಾಗಿರಬಹುದು.

ಕೋಶಕೇಂದ್ರ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಕೋಶದ ಎಚ್‌ಎಸ್‌ಟಿ ಚಿತ್ರವು ಎರಡು ರಚನೆಯ ಸಾಧ್ಯತೆಯನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ.ನಾಸಾ/ಇ‌ಎಸ್‌ಎ ಚಿತ್ರ.

ಎಂ೩೧ ಇದರ ಕೋಶದಲ್ಲಿ ಸಾಂದ್ರ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹಗಳ ನೆಲೆ ಅಡಕವಾಗಿದೆ ಎಂದು ತಿಳಿಯಲಾಗಿದೆ. ದೊಡ್ಡದಾದ ದುರ್ಬೀನಿನಲ್ಲಿ ಇದು ನಕ್ಷತ್ರ ಹೆಚ್ಚು ಆವರಿಸಿ ಹರಡಿದ ಉಬ್ಬಿನ ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನಲ್ಲಿ ಗೋಚರ ಛಾಪು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ ಕೋಶಕೇಂದ್ರದ ಪ್ರಭೆಯು ಗೋಳಾಕಾರದ ಸಮೂಹಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಮಿರುಗುತ್ತದೆ.[ಸೂಕ್ತ ಉಲ್ಲೇಖನ ಬೇಕು]

ಚಂದ್ರ ಕಕ್ಷೆ ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ದೂರದರ್ಶಕ ಬಳಸಿ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ನಮ್ಮ ಸಮೀಪದ ಕೇಂದ್ರಿಯ ಅವಳಿ ದ್ವೀಪ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಚಿತ್ರ ತೆಗೆದಿದ್ದಾರೆ, ವಿಲಕ್ಷಣ ಗುರಿಗೆ ಸಾಕ್ಷಿ ಕಂಡುಹಿಡಿದ್ದಾರೆ ಇದು 1960ರ ಹಲವಾರು ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಕಾದಂಬರಿ ಬರಹಗಾರರ (ಮತ್ತು ಓದುಗರ)ನ್ನು ಆಕರ್ಷಿಸಿತು. ಕ್ಷೀರಪಥದಂತಹ, ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಕ್ಷೀರಪಥ ಕೇಂದ್ರದ ಮಿಲಿಯನ್ ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚು ಸೌರ ಸಮೂಹಗಳ ಕಪ್ಪುರಂಧ್ರ ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ಮೂಲ ಲಕ್ಷಣದ ನೆಲೆ ಗೋಚರವಾಗುತ್ತದೆಮೇಲೆ ನೋಡಿದಂತೆ, ಅಸಹಜ-ಬಣ್ಣದ ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ಚಿತ್ರಗಳು ಹಲವಾರು ಸಂಖ್ಯೆಯ ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ಮೂಲಗಳನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ, ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ಜೋಡಿಯುಳ್ಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಂತೆ, ಆಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಕೇಂದ್ರಿಯ ಭಾಗ ಹಳದಿ ಬಿಂದುವಿನಿಂದಾಗಿದೆ. ನೀಲಿ ಮೂಲವು ಗೆಲಾಕ್ಸಿಯ ಕೇಂದ್ರದ ಬಲಬದಿಗೆ ಇದೆ ಆಕಸ್ಮಿಕವಾಗಿ ಸಂಶಯಿಸಿದ ಅಧಿಕ ಪ್ರಮಾಣದ ಕಪ್ಪು ರಂಧ್ರದ ಸ್ಥಾನ ಕೂಡ ಆಗಿದೆ. ಕ್ಷ-ಕಿರಣಗಳು ಕಪ್ಪು ರಂಧ್ರ ಮತ್ತು ಶಾಖಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಕೃತಕ ಮೂಲದ್ರವ್ಯವಾಗಿ ಉತ್ಪಾದನೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ, ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ಮಾಹಿತಿಯಿಂದ ಅಂದಾಜಿಸಿದಾಗ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಕೇಂದ್ರಿಯ ಮೂಲ ಆಶ್ಚರ್ಯವಾಗಿ ತಂಪಾಗಿದ್ದು-ಕೇವಲ ಮಿಲಿಯನ್ ಡಿಗ್ರಿ ಅಥವಾ ಟೆನ್ಸ್ ಆಫ್ ಮಿಲಿಯನ್‌ ಡಿಗ್ರಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದಾಗ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ಜೋಡಿಗಳು ಇವಾಗಿವೆ. ಮನ್ನಣೆ: ಎಸ್. ಮುರ್ರೆ, ಎಂ. ಗಾರ್ಸಿಯಾ, ಎಟ್ ಅಲ್., (ಸಿಎಫ್‌ಎ) ಎಸ್‌ಎಒ, ಸಿಎಕ್ಸ್‌ಒ, ಮತ್ತು ನಾಸಾ

1991ರಲ್ಲಿ ಟೋಡ್ ಆರ್. Lauer ಡಬ್ಲೂಎಫ್‌ಪಿಸಿ ಬಳಸಿದರು, ನಂತರ ಹಬಲ್ ಅಂತರಿಕ್ಷ ದೂರದರ್ಶಕವು ಹಲಗೆಯ ಮೇಲೆ,ಆಂಡ್ರೂಮಿಡಾದ ಒಳಗಿನ ಕೋಶಕೇಂದ್ರದ ಚಿತ್ರ ಮೂಡಿಸಿತು. ಕೋಶ ಕೇಂದ್ರವು ಎರಡು ಸಾಂದ್ರಣ ಒಳಗೊಂಡಿದ್ದು 1.5 parsecs (4.9 ly)ರಿಂದ ಬೇರೆಯಾಗಿದೆ. ಉಜ್ವಲವಾದ ಸಾಂದ್ರಣವು, ಪಿ1 ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಯಿತು , ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಕೇಂದ್ರದಿಂದ ಉತ್ತರ ಹಾಕಲಾಗಿದೆ. ಡಿಮ್ಮರ್ ಏಕಾಗ್ರತೆಯು,ಪಿ2, ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ನಿಜವಾದ ಕೋಶದೊಳಗೆ ಬಿದ್ದು ಮತ್ತು 3-5x107 ಎಂ☉ ಕಪ್ಪುರಂಧ್ರ ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ.[೪೪]

ಸ್ಕಾಟ್ ಟರ್ಮೇನ್‌ ತಾನು ಕೇಂದ್ರೀಯ ಕಪ್ಪು ರಂಧ್ರದ ಸುತ್ತಲು ಕೇಂದ್ರ ಚ್ಯುತ ಕಕ್ಷೆಯೊಳಗೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮುದ್ರಿಕೆಯ ಮುಂದೆಚಾಚಿರುವ ಪಿ1 ಭಾಗವನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಿರುವುದಾಗಿ ತಿಳಿಸಿದ.[೪೫] ಕಕ್ಷೆಯ ಅಪೊಸೆಂಟರ್ ನಲ್ಲಿ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕಾಲಹರಣ ಮಾಡುವಂತೆ ಮಾಡಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಾಂದ್ರಣ ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ. ಪಿ2 ಕೂಡ ಶಾಖದ ಸಾಂದ್ರವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ, ಸ್ಪೆಕ್ಟರಲ್ ಕ್ಲಾಸ್ ಎ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. A ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ರೆಡಾರ್ ಶೋಧಕದಲ್ಲಿ ಸ್ಪಷ್ಟವಾಗಿಲ್ಲ, ಆದರೆ ನೀಲಿ ಮತ್ತು ನೇರಳಾತೀತ ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿ ಇವು ಕೋಶಕೇಂದ್ರವನ್ನು ಆಳುತ್ತವೆ, ಪಿ2 ಕಾರಣದಿಂದ ಪಿ1ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಎದ್ದು ಕಾಣುತ್ತವೆ.[೪೬]

ಇದರ ಮೊದಲಿನ ಸಂಶೋಧನೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಆಂಡ್ರೂಮಿಡಾದ ಸಣ್ಣ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ "ಕ್ಯಾನಿಬಾಲಿಜ್ಡ್" ದ್ವಿ ಕೋಶಕೇಂದ್ರದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಭಾಗದ ಅಲ್ಪಾವಶೇಷ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿತ್ತು[೪೭]. ಇದು ದೀರ್ಘಕಾಲ ಪರಿಗಣಿಸಬಹುದಾದ ಕಾರ್ಯಸಾಧ್ಯವಾದ ವಿವರಣೆಯಲ್ಲ. ಮೊದಲನೇಯ ಕಾರಣ ಕೇಂದ್ರೀಯ ಕಪ್ಪು ರಂಧ್ರದಿಂದ ಭರತದ ಸ್ಪೋಟನ ಸಂಭವಿಸುವವರೆಗೆ ಕೋಶಕೇಂದ್ರವು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಅಲ್ಪ ಜೀವಿತಾವಧಿ ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಇದನ್ನು ಭಾಗಶಃ ಸ್ಥಿರಗೊಳಿಸಲು ಪಿ1 ತನ್ನ ಸ್ವಂತ ಕಪ್ಪುರಂಧ್ರ ಹೊಂದಿದ್ದಾಗ,ಪಿ1 ರಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಹಂಚಿಕೆ ಇದರ ಕೋಶದಲ್ಲಿ ಕಪ್ಪುರಂಧ್ರವಿರುವುದನ್ನು ಸೂಚಿಸುವುದಿಲ್ಲ.[೪೫]

ಭಿನ್ನಭಿನ್ನವಾದ ಆಧಾರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಕಲಾವಿದನ ಕಲ್ಪನೆಯಲ್ಲಿ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಮಧ್ಯಭಾಗ ಯುವ ಡಿಸ್ಕ್ ತೋರಿಸುತ್ತದೆ,ನೀಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸುಪ್ರೀಮ್‌ಮ್ಯಾಸಿವ್ ಕಪ್ಪು ರಂಧ್ರದಿಂದ ಸುತ್ತುವರೆದಿವೆ.ನಾಸಾ/ಇ‌ಎಸ್‌ಎ ಚಿತ್ರ.

ಕಾಣುವಂತೆ, 1968ರ ನಂತರ,ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಿಂದ ಯಾವುದೇ ಕ್ಷ-ಕಿರಣಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಿಲ್ಲ.[೪೮] ಎಂ31ರಿಂದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಕಠಿಣವಾದ ಕ್ಷ-ಕಿರಣಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಲು, ಅಕ್ಟೋಬರ್ 20, 1970ರ ಬಲೂನ್ ಉಡ್ಡಯನ ಮಾಡಲಾಯಿತು.[೪೯]

ಇಎಸ್‍ಎ‌ಎಸ್ ಎಕ್ಸ್‌ಎಂಎಂ-ನ್ಯೂಟನ್ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯ ಕಕ್ಷೆಯಿಂದ ವೀಕ್ಷಣೆ ಬಳಸಿ ಈಗಲೂ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ವಿವಿಧ ಕ್ಷ-ಕಿರಣ ಮೂಲಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಲಾಗಿದೆ. ರಾಬಿನ್ ಬರ್ನಾರ್ಡ್ ಎಟ್ ಆಲ್. ಇವುಗಳು ಕಪ್ಪುರಂಧ್ರ ಅಭ್ಯರ್ಥಿ ಅಥವಾ ತಟಸ್ಥ ತಾರೆಗಳು, ಒಳಬರುವ ಅನಿಲವನ್ನು ಬಿಸಿಮಾಡಿ ಮಿಲಿಯನ್‌ಗಟ್ಟಲೆ ಕೆಲ್ವಿನ್ಸ್‌ ಮತ್ತು ಕ್ಷ-ಕಿರಣಗಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುತ್ತವೆ ಎಂದು ಊಹಿಸಲಾಗಿದೆ. ತಟಸ್ಥ ತಾರೆಗಳ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ ಊಹಿಸಿದ ಅದೇ ತೆರನಾದ ಕಪ್ಪು ರಂಧ್ರಗಳಂತೆ ,ಆದರೆ ಅವುಗಳ ಗುಂಪುಗಳಿಂದ ಗುರುತಿಸಬಹುದು.[೫೦]

ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದ ಜೊತೆಗೆ ಸರಿಸುಮಾರು 460 ಗೋಳಾಕಾರದ ಸಮೂಹಗಳಿವೆ.[೫೧] ಹೆಚ್ಚು ಅಧಿಕ ಪ್ರಮಾಣದ ಈ ಸಮೂಹಗಳು, ಮಯಾಲ್ II ಎಂದು ಗುರುತಿಸಲಾಗಿದೆ, ಗ್ಲೋಬ್ಯುಲರ್ ಒನ್ ಎಂಬ ಅಡ್ಡಹೆಸರಿರುವ ಇದು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳ ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಂಪಿನಲ್ಲಿ ತಿಳಿದಿರುವ ಯಾವುದೇ ಗೋಳಾಕಾರ ಸಮೂಹಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಭೆಯುಳ್ಳದ್ದಾಗಿದೆ.[೫೨] ಇದು ಹಲವಾರು ಮಿಲಿಯನ್ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ, ಮತ್ತು ಒಮೆಗಾ ಸೆಂಟೌರಿಯಾಗಿ ಎರಡು ಪಟ್ಟು ಪ್ರಭೆಯುಳ್ಳದ್ದಾಗಿದೆ,ಕ್ಷೀರಪಥದಲ್ಲಿ ತಿಳಿದಿರುವ ಅತಿ ಪ್ರಾಕಾಶಮಾನವಾದ ಸಮೂಹವಾಗಿದೆ. ಗ್ಲೋಬ್ಯುಲರ್ ಒನ್ (ಅಥವಾ ಜಿ1) ಹಲವಾರು ತಾರೆಗಳ ಸಮೂಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ, ಮತ್ತು ಸಾಮಾನ್ಯ ಗೋಳಾಕೃತಿಗೆ ಅಧಿಕ ಪ್ರಮಾಣದ ರಚನೆ ಹೊಂದಿದೆ. ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ, ಕೆಲವರು ಜಿ1 ದ್ವಾರ್ಫ್ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಯ ಉಳಿದ ಅವಶೇಷವಾಗಿದ್ದು ಕಳೆದು ಹೋದ ಅಂತರದಲ್ಲಿ ಎಂ31ನಿಂದ ಕಬಳಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿರಬಹುದೆಂದು ಯೋಚಿಸಿದ್ದಾರೆ.[೫೩] ಗ್ಲೋಬ್ಯುಲರ್‌ನಿಂದ ಗೋಚರವಾಗುವ ಅತಿಯಾದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ಜಿ76 ಇದು ನೈಋತ್ಯ ಬಾಹುವಿನ ಪೂರ್ವಾರ್ಧದಲ್ಲಿದೆ.[೧೫]

2005ರಲ್ಲಿ, ಎಂ31ರಲ್ಲಿ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಸಂಪೂರ್ಣವಾದ ನವೀನ ಮಾದರಿಯ ತಾರಾ ಪುಂಜವನ್ನು ಸಂಶೋಧಿಸಿದರು. ಹೊಸ ಸಮೂಹವು ಸಾವಿರಾರು ತಾರೆಗಳನ್ನೊಳಗೊಂಡಿತ್ತು,ಗ್ಲೋಬ್ಯುಲರ್ ಸಮೂಹಗಳಲ್ಲಿನ ತಾರೆಗಳಿಗೆ ಹೋಲುವ ಸಂಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿದ್ದವು. ಹಲವು ನೂರು ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳಿಂತ ಆಚೆಗೆ-ಮತ್ತು ನೂರಾರು ಪಟ್ಟು ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆ ಹೊಂದಿರಬಹುದಾದ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿಂದಾಗಿ ಇವುಗಳನ್ನು ವಿಶ್ವದ ಗುಂಪಿನಿಂದ ಅವನ್ನು ಬೇರ್ಪಡಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ. ತಾರೆಗಳ ನಡುವಿನ ಅಂತರ, ನಂತರ, ಹೊಸದಾಗಿ ಶೋಧಿಸಿ ವ್ಯಾಪಿಸಿದ ಸಮೂಹಗಳೊಳಗೆ ಅತಿ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ.[೫೪]

ಉಪಗ್ರಹಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಕ್ಷೀರಪಥದಂತಹ, ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವು ತಿಳಿದಿರುವ 14 ದ್ವಾರ್ಫ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡು ಉಪಗ್ರಹ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಚೆನ್ನಾಗಿ ತಿಳಿದಿರುವ ಮತ್ತು ಕೂಡಲೇ ಗಮನಕ್ಕೆ ಬರುವ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಎಂ32 ಮತ್ತು ಎಂ110. ಚಾಲ್ತಿಯಲ್ಲಿರುವ ಲಕ್ಷಣ ಆಧರಿಸಿ,ಇದು ಗತಕಾಲದಲ್ಲಿ ಎಂ32 ಜೊತೆಗೆ ಎಂ31 (ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ) ಹತ್ತಿರ ಸಂಧಿಸಿ ಕಾಣಿಸುತ್ತದೆ. ಎಂ32 ಒಮ್ಮೆ ದೊಡ್ಡದಾದ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಯಾಗಿದ್ದು ಎಂ31ನಿಂದ ಇದರ ತಾರೆಯ ಡಿಸ್ಕ್‌‍ನ್ನು ಅಳಿಸಿಹಾಕಿರಬಹುದು, ಮತ್ತು ಮಧ್ಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲಿ ರಭಸವಾಗಿ ತಾರೆಗಳ ರಚನೆ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರಬಹುದು,ಇತ್ತೀಚೆಗಷ್ಟೆ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಂಡಿರಬಹುದು.[೫೫]

ಎಂ110 ಕೂಡ ಎಂ31 ಜೊತೆಗೆ ಅಂತರ್‌ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ಹೊಂದಿರುವಂತೆ ಕಾಣುತ್ತದೆ,ಮತ್ತು ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಎಂ31 ಪ್ರಭಾವಲಯದಲ್ಲಿ ಮೆಟಲ್-ರಿಚ್ ತಾರೆಗಳ ಗುಂಪು ಹುಟ್ಟುಹಾಕಿದ್ದಾರೆ ಈ ಉಪಗ್ರಹ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಗಳಿಂದ ಕಳಚಿಕೊಂಡಂತೆ ಕಾಣುತ್ತದೆ.[೫೬] ಎಂ110 ಧೂಳಿನ ಪಥ ಹೊಂದಿದ್ದು, ಇದು ಇತ್ತಿಚೀನ ಅಥವಾ ನಡೆಯುತ್ತಿರುವ ತಾರಾ ರಚನೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ.[೫೭]

2006ರಲ್ಲಿ, ಸ್ವತಂತ್ರವಾಗಲ್ಲದೆ ಆಂಡ್ರೋಮೊಡ್ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ ಜೊತೆಗೆ ಉಳಿದ ಒಂಬತ್ತು ಗ್ಯಾಲಾಕ್ಸಿಗಳ ಜೊತೆಗೆ ಇದೂ ಒಂದು ಎಂದು ಗುರುತ್ತಿಸಲಾಯಿತು. ಇದು ಉಪಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಸಮಾನ್ಯವಾದ ಉಬ್ಬರದ ಉತ್ಪತ್ತಿ ಎಂಬುದನ್ನು ಸೂಚಿಸಬಹುದು.[೫೮]

ಭವಿಷ್ಯದಲ್ಲಿ ಹಾಲುಹಾದಿ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯೊಂದಿಗೆ ಆಂಡ್ರೋಮೇಡಾನ ಸೇರ್ಪಡೆ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಕ್ಷೀರಪಥಕ್ಕೆ ಸುಮಾರು 100 to 140 kilometres per second (62 to 87 mi/s)ರಷ್ಟು ಸಮೀಪಿಸಿದೆ,[೫೯] ಹಾಗಾಗಿ ನೀಲಿಯಾದ ಬದಲಾದ ಕೆಲವೇ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿ ಇದು ಒಂದಾಗಿದೆ. ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಮತ್ತು ಕ್ಷೀರಪಥ ಬಹುಶಃ 4.5 ಬಿಲಿಯನ್ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆಯಬಹುದೆಂದು ಅಂದಾಜುಮಾಡಲಾಗಿದೆ, ಹಾಗಿದ್ದಾಗ್ಯೂ, ಇದರ ವಿವರಗಳು ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿಲ್ಲ. ಏಕೆಂದರೆ ಆಂಡ್ರೋಮೇಡಾದ ವೇಗವು ಮಿಲ್ಕಿ ವೇಗೆ ಹೋಲಿಸಿದಾಗ ಸುಮಾರು ಎರಡರಷ್ಟಿದೆ.[೬೦] ಗೆಲಾಕ್ಸಿಗಳು ಬಹುಶಃ ಅಪ್ಪಳಿಸುವಿಕೆಯಿಂದ ಹೊರಬಂದರು ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರದ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಒಳಗೆ ದೈತ್ಯಾಕಾರದ ರೂಪವಾಗಿ ವಿಲೀನವಾಗಬಹುದು.[೬೧] ಗೆಲಾಕ್ಸಿ ಗುಂಪುಗಳಲ್ಲಿ ಇಂತಹ ಘಟನೆಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಅಪ್ಪಳಿಸುವ ಘಟನೆಗಳಲ್ಲಿ ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ಸೌರ ಪದ್ಧತಿಯ ಅದೃಷ್ಟ ಇನ್ನೂ ತಿಳಿಯದಾಗಿದೆ. ಗೆಲಾಕ್ಸಿಗಳು ವಿಲೀನವಾಗದಿದ್ದಲ್ಲಿ, ಕ್ಷೀರಪಥ ಅಥವಾ ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾದ ಜೊತೆ ಸೇರುವಿಕೆಯಿಂದ ಸೌರ ವ್ಯವಸ್ಥೆ ಹೊರದೂಡಲ್ಪಟ್ಟರೆ ಒಂದು ಸಣ್ಣ ಅವಕಾಶವಿದೆ.[೬೨]

ಇವನ್ನೂ ಗಮನಿಸಿ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
  • thumb|right|220px|ಆಂಡ್ರೊಮಿಡಾ ಗೆಲಾಕ್ಸಿ 1999ರ ಜರ್ಮನ್ ಅಂಚೆವೆಚ್ಚದ ಅಂಚೆಚೀಟಿ.
  • ಕ್ಷೀರಪಥ

ಟಿಪ್ಪಣಿಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
  1. ^ ಸರಿಸುಮಾರು(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± ((182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 4) = 778 ± 17
  2. ^ 4.36 ಬೃಹತ್ ದೃಗ್ಗೋಚರ– ಅಂತರದ ಪ್ರಮಾಣ 24.4 = −20.0
  3. ^ J00443799+4129236 ಆಕಾಶದ ಸಂಘಟಿತದಲ್ಲಿ ಆರ್.ಎ. 00h 44m 37.99s1852 (ಡಿಸಿ.)+41° 29′ 23.6″.
  4. ^ distance × tan( diameter_angle = 190′ ) = 141 ± 3 kly diameter

ಉಲ್ಲೇಖಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
  1. ↑ ೧.೦ ೧.೧ ೧.೨ ೧.೩ ೧.೪ ೧.೫ "NASA/IPAC Extragalactic Database". Results for Messier 31. Retrieved 2006-11-01.
  2. ↑ ೨.೦ ೨.೧ ೨.೨ ೨.೩ Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). "Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field". Astrophysics. 49 (1): 3–18. doi:10.1007/s10511-006-0002-6.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  3. ↑ ೩.೦ ೩.೧ I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Hutchmeier, D. I. Makarov (2004). "A Catalog of Neighboring Galaxies". Astronomical Journal. 127: 2031–2068. doi:10.1086/382905.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  4. ↑ ೪.೦ ೪.೧ ೪.೨ ೪.೩ I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E.L. Fitzpatrick, R.W. Hilditch, F. Edward (2005). "First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy". Astrophysical Journal. 635: L37–L40. doi:10.1086/499161.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  5. ↑ ೫.೦ ೫.೧ McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N. (2005). "Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 979–997. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  6. ↑ Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. (2003). "Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations". Astrophysical Journal. 583 (2): 712–726. doi:10.1086/345430. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  7. ↑ ೭.೦ ೭.೧ Andromeda galaxy hosts a trillion stars ಉಲ್ಲೇಖ ದೋಷ: Invalid <ref> tag; name "trillion-stars" defined multiple times with different content
  8. ↑ "SIMBAD-M31". SIMBAD Astronomical Database. Retrieved 2009-11-29.
  9. ↑ Armando, Gil de Paz (2007). "The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies". Astrophysical Journal (ApJS). 173: 185–255. doi:10.1086/516636. Retrieved 2009-11-29. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  10. ↑ "Dark matter comes out of the cold". BBC News. February 5, 2006. Retrieved 2006-05-24.
  11. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. (August 25, 2005). "The Milky Way Galaxy". SEDS. Archived from the original on 2011-08-11. Retrieved 2007-05-09.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  12. ↑ ಹಾರ್ವರ್ಡ್ ವಿಶ್ವವಿದ್ಯಾಲಯ, ಸಿಎಫ್‌ಎ ಮಾದ್ಯಮ ಪ್ರಕಟಣೆ ಸಂಖ್ಯೆ.: 2009-03 ಪ್ರಕಟಣೆಗೆ: ಸೋಮವಾರ, ಜನವರಿ 05, 2009 01:00:00 PM EST.
  13. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. (August 22, 2007). "Messier Object Data, sorted by Apparent Visual Magnitude". SEDS. Archived from the original on 2007-07-12. Retrieved 2007-08-27.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  14. ↑ "ಗೆಲಾಕ್ಸಿಗೆ ಮಾರ್ಗದರ್ಶನ ". ನಿಗೆಲ್ ಬೆನ್‌ಬೆಸ್ಟ್,ಹೀದರ್ ಕೌಪರ್ (1994). ಪು.31. ISBN 0-7910-6772-6
  15. ↑ ೧೫.೦ ೧೫.೧ ೧೫.೨ ೧೫.೩ Kepple, George Robert (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell, Inc. p. 18. ISBN 0-943396-58-1. {{cite book}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  16. ↑ W. Herschel (1785). "On the Construction of the Heavens". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 75: 213–266. doi:10.1098/rstl.1785.0012.
  17. ↑ William Huggins; Miller, W. A. (1864). "On the Spectra of Some of the Nebulae". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 154: 437–444. doi:10.1098/rstl.1864.0013.
  18. ↑ Backhouse, T. W. (1888). "nebula in Andromeda and Nova, 1885". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 48: 108. Bibcode:1888MNRAS..48..108B. Retrieved 2009-07-27.
  19. ↑ Roberts, Isaac (1899). A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Vol. II. London: The Universal Press.
  20. ↑ V.M. Slipher (1913). "The Radial Velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. 1: 2.56–2.57.
  21. ↑ Heber D. Curtis (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 6. doi:10.1086/132128. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)
  22. ↑ Öpik, Ernst (1922). "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 55: 406–410. doi:10.1086/142680.
  23. ↑ E. P. Hubble (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical JournalEngl. 69: 103–158. doi:10.1086/143167.
  24. ↑ W. Baade (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 100: 137. doi:10.1086/144650.
  25. ↑ Gribbin, John R. (2001). The Birth of Time: How Astronomers Measure the Age of the Universe. Yale University Press. p. 151. ISBN 0300089147.
  26. ↑ van der Kruit, P. C.; Allen, R. J. (1976). "The Radio Continuum Morphology of Spiral Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 14: 417–445. doi:10.1146/annurev.aa.14.090176.002221.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  27. ↑ Ingrosso, G.; Calchi Novati, S.; De Paolis, F.; Jetzer, Ph.; Nucita, A. A.; Zakharov, A. F. "Pixel-lensing as a way to detect extrasolar planets in M31". arXiv. Retrieved 2009-07-10.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  28. ↑ Holland, Stephen (1998). "The Distance to the M31 Globular Cluster System". The Astronomical Journal. 115 (5): 1916–1920. doi:10.1086/300348.
  29. ↑ Stanek, K.Z., Garnavich, P.M. (1998). "Distance to M31 With the HST and Hipparcos Red Clump Stars". Astrophysical Journal Letters. 503: 131–141. doi:10.1086/311539.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  30. ↑ N. W. Evans & M. I. Wilkinson (2000). "The mass of the Andromeda galaxy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 316 (4): 929–942. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03645.x.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  31. ↑ Kalirai, J.S.; et al. (2006). "The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)". Astrophysical Journal. 648: 389–404. doi:10.1086/505697. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= (help)
  32. ↑ ೩೨.೦ ೩೨.೧ van den Bergh, Sidney (1999). "The local group of galaxies". The Astronomy and Astrophysics Review. 9 (3–4): 273–318. doi:10.1007/s001590050019.
  33. ↑ W. Liller, B. Mayer (1987). "The Rate of Nova Production in the Galaxy". Publications Astronomical Society of the Pacific. 99: 606–609. doi:10.1086/132021. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)
  34. ↑ R.L. Beaton, E. Athanassoula, S.R. Majewski, P. Guhathakurta, M.F. Skrutskie, R.J. Patterson, M. Bureau (2006). "Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy". Astrophysical Journal Letters. 658: L91. doi:10.1086/514333.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  35. ↑ S. C. Chapman, R. Ibata, G. F. Lewis, A. M. N. Ferguson, M. Irwin, A. McConnachie, N. Tanvir (2006). "A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31". Astrophysical Journal. 653: 255. doi:10.1086/508599.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)ಮಾಧ್ಯಮ ಪ್ರಕಟಣೆ ಕೂಡ ನೋಡಿ, "Andromeda's Stellar Halo Shows Galaxy's Origin to Be Similar to That of Milky Way" (Press release). CalTech Media Relations. February 27, 2006. Archived from the original on 2006-05-09. Retrieved 2006-05-24.
  36. ↑ "Astronomers Find Evidence of an Extreme Warp in the Stellar Disk of the Andromeda Galaxy" (Press release). UC Santa Cruz. January 9, 2001. Archived from the original on 2006-05-19. Retrieved 2006-05-24.
  37. ↑ V. C. Rubin, W. K. J. Ford (1970). "Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission". Astrophysical Journal. 159: 379. doi:10.1086/150317.
  38. ↑ H. Arp (1964). "Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission". Astrophysical Journal. 139: 1045. doi:10.1086/147844.
  39. ↑ R. Braun (1991). "The distribution and kinematics of neutral gas, [[HI region]] in M31". Astrophysical Journal. 372, part 1: 54–66. doi:10.1086/169954. {{cite journal}}: URL–wikilink conflict (help)
  40. ↑ "ISO unveils the hidden rings of Andromeda" (Press release). Esa Science News. October 14, 1998. Archived from the original on 1999-08-28. Retrieved 2006-05-24.
  41. ↑ "Busted! Astronomers Nab Culprit in Galactic Hit-and-Run". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. October 18, 2006. Retrieved 2006-10-18.
  42. ↑ J. S. Kalirai, K. M. Gilbert, P. Guhathakurta, S. R. Majewski, J. C. Ostheimer, R. M. Rich, M. C. Cooper, D. B. Reitzel, R. J. Patterson (2006). "The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)". Astrophysical Journal. 648: 389. doi:10.1086/505697.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  43. ↑ J.S. Bullock and K.V. Johnston (2005). "Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos I: Methods". Astrophysical Journal. 635 (2): 931–949. doi:10.1086/497422.
  44. ↑ Lauer, T. R.; et al. (1993). "Planetary camera observations of the double nucleus of M31". Astronomical Journal. 106 (4): 1436–1447, 1710–1712. doi:10.1086/116737. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= (help)
  45. ↑ ೪೫.೦ ೪೫.೧ Tremaine, Scott (1995). "An Eccentric-Disk Model for the Nucleus of M31". Astronomical Journal. 110: 628–633. doi:10.1086/117548.
  46. ↑ "Hubble Space Telescope Finds a Double Nucleus in the Andromeda Galaxy" (Press release). Hubble news desk STScI-1993-18. July 20, 1993. Retrieved 2006-05-26.
  47. ↑ Schewe, Phillip F.; Stein, Ben. "The Andromeda Galaxy has a Double Nucleus". Physics News Update. American Institute of Physics. Archived from the original on 2013-04-11. Retrieved 2009-07-10.{{cite news}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  48. ↑ Fujimoto M, Hayakawa S, Kato T (1969). "Correlation between the Densities of X-Ray Sources and Interstellar Gas". Astrophys Space Sci. 4 (1): 64–83. doi:10.1007/BF00651263. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  49. ↑ Peterson LE (1973). Bradt H, Giacconi R (ed.). Hard Cosmic X-Ray Sources In: X- and Gamma-Ray Astronomy, Proceedings of IAU Symposium no. 55 held in Madrid, Spain, 11–13 May 1972. Dordrecht, Holland, Boston: International Astronomical Union D. Reidel. pp. 51–73.
  50. ↑ R., Barnard; U. Kolb; J.P. Osborne (2005). "Timing the bright X-ray population of the core of M31 with XMM-Newton". A&A. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  51. ↑ P. Barmby, J.P. Huchra (2001). "M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeness". Astronomical Journal. 122: 2458–2468. doi:10.1086/323457. Archived from the original on 2011-08-24. Retrieved 2010-08-19.
  52. ↑ "Hubble Spies Globular Cluster in Neighboring Galaxy" (Press release). Hubble news desk STSci-1996-11. April 24, 1996. Retrieved 2006-05-26.
  53. ↑ G. Meylan, A. Sarajedini, P. Jablonka, S.G. Djorgovski, T. Bridges, R.M. Rich (2001). "G1 in M31 - Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?". Astronomical Journal. 122: 830–841. doi:10.1086/321166.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  54. ↑ A.P. Huxor, N.R. Tanvir, M.J. Irwin, R. Ibata (2005). "A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360: 993–1006. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  55. ↑ K. Bekki, W.J. Couch, M.J. Drinkwater, M.D. Gregg (2001). "A New Formation Model for M32: A Threshed Early-type Spiral?". Astrophysical Journal. 557 (1): L39–L42. doi:10.1086/323075.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  56. ↑ R. Ibata, M. Irwin, G. Lewis, A.M. Ferguson, N. Tanvir (July 5, 2001). "A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31". Nature. 412 (6842): 49–52. doi:10.1038/35083506. PMID 11452300.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  57. ↑ Young, L. M. (2000). "Properties of the Molecular Clouds in NGC 205". The Astronomical Journal. 120 (5): 2460–2470. doi:10.1086/316806. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)
  58. ↑ A. Koch and E.K. Grebel (2006). "The Anisotropic Distribution of M 31 Satellite Galaxies: A Polar Great Plane of Early-Type Companions". Astronomical Journal. 131 (3): 1405–1415. doi:10.1086/499534.
  59. ↑ Malik, Tariq (2002-05-07). "Crash Course: Simulating the Fate of Our Milky Way". SPACE.com. Archived from the original on 2002-06-06. Retrieved 2006-09-18.
  60. ↑ "The Grand Collision". The Sky At Night. November 5, 2007. 
  61. ↑ Cox, T.J., Loeb, A. (2008). "The collision between the Milky Way and Andromeda". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 461–474. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  62. ↑ Cain, Fraser (2007). "When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?". Universe Today. Retrieved 2007-05-16.

ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
Wikimedia Commons has media related to Andromeda Galaxy.

Coordinates: Sky map 00h 42.44m 30s, +41° 16′ 10″

"https://kn.wikipedia.org/w/index.php?title=ದೇವಯಾನಿ_ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ&oldid=1236368" ಇಂದ ಪಡೆಯಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ