आइए जानते हैं अंतरिक्ष और मिल्की वे के बारे मे / Let’s know about space and Milky Way

यह लेख मिल्की वे आकाशगंगा की संरचना, गुणों और घटक भागों पर चर्चा करता है। / This article discusses the composition, properties, and constituent parts of the Milky Way galaxy ब्रह्मांडीय ब्रह्मांड की संपूर्ण चर्चा के लिए, जिसका आकाशगंगा केवल एक छोटा सा हिस्सा है, ब्रह्मांड विज्ञान देखें । आकाशगंगा के भीतर तारा प्रणाली जो पृथ्वी का घर है, के लिए सौर मंडल देखें । / For the star system within the Milky Way that is home to Earth, see Solar system.मनुष्य की ब्रह्मांड के प्रत्येक छोर तक जाने की जिज्ञासा ने खगोलीय खोज का निर्माण किया है। इसी लालसा को पूर्ण करने के लिए अंतरिक्ष विज्ञान का इस्तेमाल करते-करते ब्रह्मांड से जुड़े कई रहस्यमय खोज की गयी उन्ही में से एक है आकाशगंगाओं की खोज। इस लेख में हमने, ब्रह्मांड में ज्ञात आकाशगंगाओं को सूचीबद्ध किया है जो / In this article, we have listed the known galaxies in the universe which UPSC, SSC, State Services, NDA, CDS और Railways जैसी प्रतियोगी परीक्षाओं की तैयारी कर रहे छात्रों के लिए बहुत ही उपयोगी है।

आकाशगंगा के प्रमुख घटक / Major components of the Milky Way

तारा समूह और तारकीय संघ

हालाँकि आकाशगंगा में अधिकांश तारे या तो सूर्य की जेसे एकल तारे के रूप में या दोहरे तारे के रूप में मौजूद हैं , लेकिन तारों के कई विशिष्ट समूह और ग्रुप हैं जिनमें दसियों से हजारों सदस्य हैं। इन वस्तुओं को तीन प्रकारों में विभाजित किया जा सकता है: गोलाकार क्लस्टर , खुले क्लस्टर और तारकीय संघ । वे मुख्य रूप से उम्र और सदस्य सितारों की संख्या में अलग होते हैं।

गोलाकार गुच्छे – Round Flakes

बहुत बड़े और सबसे विशाल तारा समूह गोलाकार समूह हैं, जिन्हें उनके लगभग गोलाकार स्वरूप के कारण ऐसा कहा जाता है। आकाशगंगा में 150 से ज्यादा गोलाकार समूह हैं (मिल्की वे बैंड में धूल के कारण अस्पष्टता के कारण सटीक संख्या अनिश्चित है, जो संभवतः कुछ गोलाकार ग्रुप को देखने से रोकती है)। वे आकाशगंगा के चारों ओर लगभग गोलाकार प्रभामंडल में व्यवस्थित हैं, जिसमें गैलेक्टिक विमान की ओर अपेक्षाकृत कम लेकिन केंद्र की ओर भारी सांद्रता है। रेडियल वितरण, जब गैलेक्टिक केंद्र से दूरी के एक फ़ंक्शन के रूप में प्लॉट किया जाता है, तो अण्डाकार आकाशगंगाओं में स्टार वितरण का वर्णन करने वाले के समान एक गणितीय अभिव्यक्ति में सही बैठता है ।

गोलाकार गुच्छे अत्यंत चमकदार वस्तुएँ हैं। उनकी औसत चमक लगभग 25,000 सूर्यों के बराबर है । सबसे अधिक चमकदार 50 गुना अधिक चमकीले होते हैं। गोलाकार समूहों का द्रव्यमान, अलग-अलग तारों के वेग में फैलाव का निर्धारण करके मापा जाता है, कुछ हज़ार से लेकर 1,000,000 से अधिक सौर द्रव्यमान तक होता है। क्लस्टर बहुत बड़े हैं, जिनका व्यास 10 से लेकर 300 प्रकाश-वर्ष तक है। अधिकांश गोलाकार क्लस्टर अपने केंद्रों पर अत्यधिक केंद्रित होते हैं, जिनमें तारकीय वितरण होते हैं जो कि कटऑफ के साथ इज़ोटेर्माल गैस क्षेत्रों से मिलते जुलते हैं जो गैलेक्सी के ज्वारीय प्रभावों से मेल खाते हैं। किसी क्लस्टर के भीतर तारा वितरण का एक सटीक मॉडल तारकीय गतिशीलता से प्राप्त किया जा सकता है, जो क्लस्टर में तारों की कक्षाओं के प्रकार, इन सदस्य तारों के बीच मुठभेड़ और बाहरी प्रभावों के प्रभावों को ध्यान में रखता है।

अमेरिकी खगोलशास्त्रीउदाहरण के लिए, इवान आर. किंग ने ऐसे गतिशील मॉडल तैयार किए जो तारकीय वितरणों को बहुत करीब से देखने में फिट बैठते हैं। उन्होंने पाया कि एक क्लस्टर की संरचना को दो संख्याओं के संदर्भ में वर्णित किया जा सकता है:
(1) दकोर त्रिज्या, जो केंद्र में एकाग्रता की डिग्री को मापता है,
(2) दज्वारीय त्रिज्या, जो क्लस्टर के किनारे पर तारा घनत्व के कटऑफ को मापता है।

क्लस्टर खोलें Open Clusters

• गोलाकार समूहों की तुलना में छोटे और बहुत कम विशाल समूह सूर्य सहित सिस्टम के अधिकांश तारों के साथ मिश्रित आकाशगंगा के तल में पाए जाते हैं । ये वस्तुएं खुले समूह हैं, इन्हें इसलिए कहा जाता है क्योंकि इनमें आम तौर पर विशिष्ट गोलाकार समूहों की तुलना में अधिक खुली, ढीली उपस्थिति होती है।
• आकाशगंगा में खुले गुच्छों को युवा तारों के समान ही वितरित किया जाता है। वे आकाशगंगा के तल पर अत्यधिक संकेंद्रित हैं और इसके केंद्र से बाहर की ओर उनकी संख्या धीरे-धीरे कम होती जा रही है। इन समूहों के बड़े पैमाने पर वितरण को सीधे नहीं सीखा जा सकता है क्योंकि आकाशगंगा विमान में उनके अस्तित्व का मतलब है कि धूल उन समूहों को अस्पष्ट कर देती है जो सूर्य से कुछ हजार प्रकाश वर्ष से अधिक दूर हैं। आकाशगंगा के समान बाहरी आकाशगंगाओं में खुले समूहों के अनुरूप , यह अनुमान लगाया गया है कि वे आकाशगंगा में एकीकृत प्रकाश के सामान्य वितरण का पालन करते हैं , सिवाय इसके कि केंद्रीय क्षेत्रों में संभवतः उनकी संख्या कम है। इस बात के कुछ सबूत हैं कि युवा खुले समूह आकाशगंगा में अधिक सघन रूप से केंद्रित हैंसर्पिल भुजाएँ, कम से कम सूर्य के पड़ोस में जहाँ इन भुजाओं को देखा जा सकता है।
• सबसे चमकीले खुले समूह, सबसे चमकीले गोलाकार समूहों की तुलना में काफी फीके होते हैं। चरम पूर्ण चमक सूर्य की चमक से लगभग 50,000 गुना अधिक प्रतीत होती है, लेकिन ज्ञात खुले समूहों के सबसे बड़े प्रतिशत की चमक 500 सौर चमक के बराबर है। समूहों के व्यक्तिगत तारकीय सदस्यों के मापा वेगों में फैलाव से द्रव्यमान निर्धारित किया जा सकता है। अधिकांश खुले समूहों में 50 सौर द्रव्यमान के क्रम पर छोटे द्रव्यमान होते हैं। उनके तारों की कुल आबादी छोटी है, दसियों से लेकर कुछ हज़ार तक।

तारकीय संघ – Stellar associations

खुले समूहों से छोटे, तारकीय संघ युवा सितारों के बहुत ढीले समूह होते हैं जो एक सामान्य स्थान और उत्पत्ति का समय साझा करते हैं लेकिन जो आम तरीके पर एक स्थिर क्लस्टर बनाने के लिए गुरुत्वाकर्षण के साथ इतनी निकटता से बंधे नहीं होते हैं। तारकीय संबंध पूरी तरह से आकाशगंगा के तल तक ही सीमित हैं और केवल सिस्टम के उन क्षेत्रों में दिखाई देते हैं जहां तारे का निर्माण हो रहा है, विशेष रूप से सर्पिल भुजाओं में। वे बहुत चमकदार वस्तुएं हैं। सबसे चमकीले, सबसे चमकीले गोलाकार समूहों से भी अधिक चमकीले होते हैं, लेकिन ऐसा इसलिए नहीं है क्योंकि उनमें अधिक तारे होते हैं; बल्कि यह इस तथ्य का परिणाम है कि उनके घटक तारे, बनने वाले तारों की तुलना में बहुत जादा चमकीले हैंगोलाकार गुच्छे. तारकीय संघों में सबसे चमकदार तारे वर्णक्रमीय प्रकार के बहुत युवा तारे हैंओ औरबी . उनकी पूर्ण चमक आकाशगंगा के किसी भी तारे जितनी चमकीली है – सूर्य की रौशनी से दस लाख गुना अधिक।

ऐसे तारों का जीवनकाल बहुत छोटा होता है, केवल कुछ मिलियन वर्षों तक रहता है। इस प्रकार के चमकदार सितारों के साथ अत्यधिक चमकदार और विशिष्ट समूह बनाने के लिए बहुत अधिक होने की जरुरत नहीं है। तारकीय संघों का कुल द्रव्यमान केवल कुछ सौ सौर द्रव्यमानों के समान है, तारों की आबादी सैकड़ों या, कुछ मामलों में, हजारों में है।

• तारकीय संघों का आकार बड़ा है; आकाशगंगा में इनका औसत व्यास लगभग 250 प्रकाश-वर्ष है । वे इतने बड़े और शिथिल रूप से संरचित हैं कि उनका आत्म-गुरुत्वाकर्षण उन्हें एक साथ रखने के लिए अपर्याप्त है, और कुछ मिलियन वर्षों में सदस्य आसपास के अंतरिक्ष में बिखर जाते हैं, और आकाशगंगा क्षेत्र में अलग और असंबद्ध तारे बन जाते हैं।

गतिशील समूह Dynamic Groups

ये वस्तुएं सितारों के संगठन हैं जो सामान्य मापनीय गति साझा करते हैं। कभी-कभी ये ध्यान देने योग्य क्लस्टर नहीं बनाते हैं। यह परिभाषा इस शब्द को निकटतम गुरुत्वाकर्षण से बंधे समूहों से लेकर बिना किसी स्पष्ट गुरुत्वाकर्षण पहचान वाले व्यापक रूप से फैले सितारों के समूहों तक वस्तुओं की एक श्रृंखला पर लागू करने की अनुमति देती है, जिन्हें केवल सामान्य गति के सितारों के लिए कैटलॉग की खोज करके खोजा जाता है। गतिशील समूहों में सबसे प्रसिद्ध हैवृषभ राशि में हयाडेस । टॉरस मूविंग क्लस्टर या टॉरस स्ट्रीम के रूप में भी जाना जाता है, इस प्रणाली में अपेक्षाकृत घने हाइडेस क्लस्टर के साथ-साथ कुछ बहुत दूर के सदस्य भी शामिल हैं । इसमें कुल लगभग 350 तारे हैं, जिनमें कई सफेद बौने भी शामिल हैं। इसका केंद्र लगभग 150 प्रकाश वर्ष दूर है।

अन्य उल्लेखनीय गतिशील तारकीय समूहों में उर्सा मेजर , स्कॉर्पियस -सेंटॉरस और प्लीएडेस समूह शामिल हैं। इन दूरस्थ संगठनों के अलावा, जांचकर्ताओं ने देखा है कि सूर्य के निकट उच्च-वेग वाले तारों के समूह प्रतीत होते हैं। इनमें से एक को कहा जाता हैग्रूमब्रिज 1830 समूह में कई सबड्वार्फ और स्टार आरआर लाइरे शामिल हैं , जिसके बाद आरआर लाइरे वेरिएबल्स का नाम रखा गया।

• गतिमान समूहों के अध्ययन में हाल की प्रगति ने तारों के गतिक इतिहास की जांच और आकाशगंगा के दूरी पैमाने के पूर्ण अंशांकन पर प्रभाव डाला है। गतिमान समूह उत्तरार्द्ध के संबंध में विशेष रूप से उपयोगी साबित हुए हैं क्योंकि उनकी गति की समानता खगोलविदों को प्रत्येक व्यक्तिगत सदस्य की दूरी (निकटतम उदाहरणों के लिए) सटीक रूप से निर्धारित करने में सक्षम बनाती है। निकटवर्ती लंबन तारों के साथ ,गतिमान-समूह लंबन गांगेय दूरी पैमाने के लिए आधार प्रदान करते हैं। खगोलविदों ने हाइड्स मूविंग क्लस्टर को अपने उद्देश्य के लिए उपयुक्त पाया है: यह विधि के विश्वसनीय अनुप्रयोग की अनुमति देने के लिए काफी करीब है, और इसमें सटीक आयु का पता लगाने के लिए पर्याप्त सदस्य हैं।
• दूरी निर्धारण के लिए गतिशील समूहों का उपयोग करने की बुनियादी समस्याओं में से एक सदस्यों का चयन है। हाइडेस के मामले में, यह बहुत सावधानी से किया गया है लेकिन काफी विवाद के बिना नहीं। एक गतिशील समूह के सदस्य (और उसका वास्तविक अस्तित्व) उस डिग्री से स्थापित होते हैं जिस हद तक उनकी गतियाँ आकाश में एक सामान्य अभिसरण बिंदु को परिभाषित करती हैं। एक तकनीक व्यक्तिगत तारों की उचित गति और स्थिति द्वारा परिभाषित बड़े वृत्तों के ध्रुवों के निर्देशांक निर्धारित करना है। ध्रुवों की स्थिति एक बड़े वृत्त को परिभाषित करेगी, और इसका एक ध्रुव होगागतिशील समूह के लिए अभिसरण बिंदु। तारों की सदस्यता औसत महान वृत्त से अलग-अलग तारों के उचित-गति वाले ध्रुवों की दूरी पर लागू मानदंडों द्वारा स्थापित की जा सकती है। समूह के अस्तित्व की विश्वसनीयता को उनके माध्य के बारे में बड़े वृत्त बिंदुओं के फैलाव से मापा जा सकता है।
• चूंकि सदस्यों के प्रारंभिक चयन के लिए रेडियल वेगों का उपयोग नहीं किया गया होगा, बाद में अन्य गैर-सदस्यों को हटाने के लिए उनकी जांच की जा सकती है। सदस्यों की अंतिम सूची में केवल बहुत कम गैर-सदस्य शामिल होने चाहिए – या तो वे जो अवलोकन संबंधी त्रुटियों के कारण समूह के प्रस्ताव से सहमत प्रतीत होते हैं या वे जो वर्तमान समय में समूह के प्रस्ताव को साझा करते हैं लेकिन ऐतिहासिक रूप से समूह से संबंधित नहीं हैं।

1. किसी गतिमान समूह में अलग-अलग तारों की दूरियाँ निर्धारित की जा सकती हैं यदि उनके रेडियल वेग और उचित गति ज्ञात हो ( तारकीय गति के नीचे देखें ) और यदि चमक की सटीक स्थिति निर्धारित की जाती है। यदि किसी तारे की चमक से कोणीय दूरी λ है और यदि सूर्य के संबंध में क्लस्टर का समग्र वेग V है , तो तारे का रेडियल वेग, V r , हैवी आर = वी क्योंकि λ.अनुप्रस्थ (या स्पर्शरेखा) वेग, टी , द्वारा दिया जाता हैटी = वी पाप λ = 4.74 μ/ पीजहाँ p चाप सेकंड में तारे का लंबन है। इस प्रकार, किसी तारे का लंबन किसके द्वारा दिया जाता है?पी = 4.74 μ खाट λ/ वी आर ।
2. इस कार्य द्वारा विश्वसनीय दूरियाँ प्राप्त करने की कुंजी समूह के अभिसरण बिंदु का यथासंभव सटीक पता लगाना है। प्रयुक्त विभिन्न तरीके (जैसे,चार्लीयर की विधि) उच्च सटीकता में सक्षम हैं, बशर्ते कि माप स्वयं व्यवस्थित त्रुटियों से मुक्त हों। उदाहरण के लिए, वृषभ गतिमान समूह के लिए, यह अनुमान लगाया गया है कि सबसे अच्छे रूप से देखे जाने वाले तारो की सटीकता लंबन में 3 प्रतिशत के क्रम पर है, जिससे उचित गति में व्यवस्थित समस्याओं के कारण किसी भी त्रुटि की संभावना कम हो जाती है। इस क्रम की सटीकता अन्य तौर तरीकों से तब तक संभव नहीं थी जब तक कि अंतरिक्ष-आधारित दूरबीन हिपपारकोस हजारों व्यक्तिगत सितारों के लिए अत्यधिक सटीक तारकीय लंबन को मापने में समर्थ नहीं हो गया।