গ্যালাক্সি

yes yes

একটি গ্যালাক্সি বা ছায়াপথ হলো মহাকর্ষ দ্বারা আবদ্ধ নক্ষত্র, গ্রহীয় ব্যবস্থা, নাক্ষত্রিক অবশেষ, উপ-নাক্ষত্রিক বস্তু, আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস, ধূলিকণা এবং ডার্ক ম্যাটার-এর একটি ভৌত ব্যবস্থা।^[1]^[2] এই শব্দটি গ্রিক শব্দ galaxias (γαλαξίας) থেকে উদ্ভূত, যার অর্থ 'দুগ্ধসদৃশ'। এটি মিল্কি ওয়ে বা আকাশগঙ্গা গ্যালাক্সির প্রতি নির্দেশ করে, যার মধ্যে আমাদের সৌরজগৎ অবস্থিত। গ্যালাক্সিগুলোর আকার অত্যন্ত বৈচিত্র্যময়; গড়ে প্রায় ১০ কোটি নক্ষত্র বিশিষ্ট^[3] ছোট বামন গ্যালাক্সি থেকে শুরু করে^[4] বিশাল আকৃতির বৃহত্তম পরিচিত গ্যালাক্সি—সুপারজায়ান্ট পর্যন্ত, যেখানে ১০০ ট্রিলিয়ন নক্ষত্র থাকতে পারে, যার প্রতিটি তার গ্যালাক্সির ভরকেন্দ্রকে কেন্দ্র করে আবর্তিত হয়। একটি সাধারণ গ্যালাক্সির ভরের বেশিরভাগই ডার্ক ম্যাটার দ্বারা গঠিত, যেখানে মাত্র কয়েক শতাংশ ভর নক্ষত্র এবং নীহারিকা হিসেবে দৃশ্যমান। সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল গ্যালাক্সির কেন্দ্রে একটি সাধারণ বৈশিষ্ট্য।

গ্যালাক্সিগুলোকে তাদের দৃশ্যমান বৈশিষ্ট্যের ভিত্তিতে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়, যেমন উপবৃত্তাকার,^[5] সর্পিল, বা অনিয়মিত।^[6] মিল্কি ওয়ে একটি সর্পিল গ্যালাক্সির উদাহরণ। আকৃতি ছাড়াও, গ্যালাক্সিগুলো বিশেষ বৈশিষ্ট্যের কারণে উল্লেখযোগ্য হতে পারে, যেমন অন্য গ্যালাক্সির সাথে মিথস্ক্রিয়া, অস্বাভাবিক হারে নক্ষত্র তৈরি করা, অথবা একটি সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস থাকা। অনুমান করা হয় যে পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্ব-এ ২০০ বিলিয়ন^[7] (2e11) থেকে ২ ট্রিলিয়ন^[8] গ্যালাক্সি রয়েছে। বেশিরভাগ গ্যালাক্সির ব্যাস ১,০০০ থেকে ১০০,০০০ পারসেক (প্রায় ৩,০০০ থেকে ৩০০,০০০ আলোকবর্ষ) এবং এগুলো লক্ষ লক্ষ পারসেক (বা মেগাপারসেক) দূরত্বে একে অপরের থেকে বিচ্ছিন্ন। তুলনামূলকভাবে, মিল্কি ওয়ের ব্যাস অন্তত ২৬,৮০০ পারসেক (৮৭,৪০০ আলোকবর্ষ)।^[9]Cite error: Closing </ref> missing for <ref> tag^[10]</ref> এর নিকটতম বড় প্রতিবেশী, অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি, ৭৫০,০০০ পারসেক (২.৪ মিলিয়ন আলোকবর্ষ) এর সামান্য বেশি দূরে অবস্থিত।^[11]

অধিকাংশ গ্যালাক্সি মহাকর্ষীয়ভাবে গ্যালাক্সি গ্রুপ, গ্যালাক্সি ক্লাস্টার এবং সুপারক্লাস্টার-এ সংগঠিত। মিল্কি ওয়ে লোকাল গ্রুপ-এর অংশ, যেখানে এটি অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির সাথে প্রধান ভূমিকা পালন করে। এই গ্রুপটি ভার্গো সুপারক্লাস্টার-এর অংশ। বৃহত্তম স্কেলে, এই সংগঠনগুলো সাধারণত বিশাল শূন্যস্থান দ্বারা পরিবেষ্টিত শিট এবং ফিলামেন্ট-এ বিন্যস্ত থাকে।^[12] যদিও গ্যাসের ঘন মেঘের মহাকর্ষীয় ঘনীভবন থেকে নক্ষত্র গঠন বর্ণনা করার জন্য ভালো মডেল রয়েছে, গ্যালাক্সি গঠন প্রক্রিয়াটি ততটা ভালোভাবে বোঝা যায়নি। এই প্রক্রিয়াটি এক বিলিয়ন বছরের স্কেলে কাজ করে। গ্যালাক্সিগুলো তাদের জীবনকালে মাঝে মাঝে সংঘর্ষে লিপ্ত হয়। 3

ব্যুৎপত্তি

'গ্যালাক্সি' শব্দটি ফরাসি এবং মধ্যযুগীয় ল্যাটিন ভাষার মাধ্যমে আকাশগঙ্গার জন্য ব্যবহৃত গ্রিক শব্দ galaxías (kúklos) (γαλαξίας (κύκλος)) থেকে ধার করা হয়েছে^[13]^[14] যার অর্থ 'দুগ্ধসদৃশ (বৃত্ত)', যা আকাশে আলোর একটি দুগ্ধসদৃশ ব্যান্ড হিসেবে এর উপস্থিতির কারণে নামকরণ করা হয়েছে।^[15]^[16] জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত সাহিত্যে, বড় হাতের অক্ষরে লেখা "Galaxy" শব্দটি প্রায়শই মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সিকে বোঝাতে ব্যবহৃত হয়, যাতে এটিকে মহাবিশ্ব-এর অন্যান্য গ্যালাক্সি থেকে আলাদা করা যায়।^[17]

গ্যালাক্সিগুলো প্রাথমিকভাবে টেলিস্কোপের মাধ্যমে আবিষ্কৃত হয়েছিল এবং এগুলো সর্পিল নীহারিকা নামে পরিচিত ছিল। ১৮শ থেকে ১৯শ শতাব্দীর অধিকাংশ জ্যোতির্বিজ্ঞানী এগুলোকে হয় অমীমাংসিত নক্ষত্রপুঞ্জ অথবা বহিঃগ্যালাকটিক নীহারিকা হিসেবে বিবেচনা করতেন,220 কিন্তু এদের প্রকৃত গঠন এবং প্রকৃতি রহস্যময় ছিল। নিকটবর্তী কয়েকটি উজ্জ্বল গ্যালাক্সি, যেমন অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি, বড় টেলিস্কোপ ব্যবহার করে পর্যবেক্ষণ করার ফলে সেগুলোকে নক্ষত্রের বিশাল সমষ্টি হিসেবে শনাক্ত করা সম্ভব হয়, কিন্তু নক্ষত্রের আপাত অস্পষ্টতা এবং বিশাল সংখ্যার কারণে, এই বস্তুগুলোর প্রকৃত দূরত্ব সেগুলোকে মিল্কি ওয়ের অনেক বাইরে স্থাপন করে। এই কারণে এগুলোকে জনপ্রিয়ভাবে 'দ্বীপ মহাবিশ্ব' বলা হতো। হারলো শ্যাপলি এই বস্তুগুলোর জন্য "গ্যালাক্সি" শব্দটি ব্যবহারের পক্ষে এবং "মহাবিশ্ব" ও "নীহারিকা" ব্যবহারের বিপক্ষে প্রচারণা শুরু করেন, কিন্তু অত্যন্ত প্রভাবশালী এডউইন হাবল নীহারিকা শব্দটির সাথেই অটল ছিলেন। ১৯৫৩ সালে হাবলের মৃত্যুর আগ পর্যন্ত নামকরণের এই ধারা পুরোপুরি পরিবর্তিত হয়নি।^[18]

নামকরণ

লক্ষ লক্ষ গ্যালাক্সি তালিকাভুক্ত করা হয়েছে, কিন্তু মাত্র কয়েকটির সুপ্রতিষ্ঠিত নাম রয়েছে, যেমন অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি, ম্যাগেলানিক ক্লাউড, হুইরলপুল গ্যালাক্সি এবং সোমব্রেরো গ্যালাক্সি। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নির্দিষ্ট ক্যাটালগ থেকে প্রাপ্ত সংখ্যা নিয়ে কাজ করেন, যেমন মেসিয়ার ক্যাটালগ, এনজিসি (নিউ জেনারেল ক্যাটালগ), আইসি (ইনডেক্স ক্যাটালগ), সিজিসিজি (ক্যাটালগ অফ গ্যালাক্সিস অ্যান্ড অফ ক্লাস্টারস অফ গ্যালাক্সিস), এমসিজি (মরফোলজিক্যাল ক্যাটালগ অফ গ্যালাক্সিস), ইউজিসি (উপসালা জেনারেল ক্যাটালগ অফ গ্যালাক্সিস), এবং পিজিসি (ক্যাটালগ অফ প্রিন্সিপাল গ্যালাক্সিস, যা এলইডিএ নামেও পরিচিত)। সমস্ত সুপরিচিত গ্যালাক্সি এই ক্যাটালগগুলোর এক বা একাধিকটিতে উপস্থিত থাকে, তবে প্রতিবার ভিন্ন ভিন্ন সংখ্যায়। উদাহরণস্বরূপ, মেসিয়ার ১০৯ (বা "M109") একটি সর্পিল গ্যালাক্সি যার মেসিয়ার ক্যাটালগে ১০৯ নম্বর রয়েছে। এর অন্যান্য নামের মধ্যে রয়েছে এনজিসি ৩৯৯২, ইউজিসি ৬৯৩৭, সিজিসিজি ২৬৯–০২৩, এমসিজি +০৯-২০-০৪৪, এবং পিজিসি ৩৭৬১৭ (বা এলইডিএ ৩৭৬১৭)।^[19] লক্ষ লক্ষ অস্পষ্ট গ্যালাক্সি স্লোয়ান ডিজিটাল স্কাই সার্ভে-এর মতো আকাশ জরিপ-এ তাদের শনাক্তকারী নাম দ্বারা পরিচিত।^[20]

পর্যবেক্ষণের ইতিহাস

মিল্কি ওয়ে

মূল নিবন্ধ: Milky Way

গ্রিক দার্শনিক ডেমোক্রিটাস (৪৫০–৩৭০ খ্রিস্টপূর্বাব্দ) প্রস্তাব করেছিলেন যে রাতের আকাশে উজ্জ্বল ব্যান্ড হিসেবে পরিচিত মিল্কি ওয়ে সম্ভবত দূরবর্তী নক্ষত্র নিয়ে গঠিত।^[21] অ্যারিস্টটল (৩৮৪–৩২২ খ্রিস্টপূর্বাব্দ), তবে, বিশ্বাস করতেন যে মিল্কি ওয়ে "কিছু বড়, অসংখ্য এবং কাছাকাছি থাকা নক্ষত্রের অগ্নিময় বাষ্পের প্রজ্বলনের" কারণে ঘটে এবং "এই প্রজ্বলন বায়ুমণ্ডল-এর উপরের অংশে, মহাবিশ্বের সেই অঞ্চলে ঘটে যা স্বর্গীয় গতির সাথে অবিচ্ছিন্ন।"^[22] নিওপ্ল্যাটোনবাদী দার্শনিক অলিম্পিওডোরাস দ্য ইয়াঙ্গার (আনু. ৪৯৫–৫৭০ খ্রিস্টাব্দ) এই মতের সমালোচনা করে যুক্তি দিয়েছিলেন যে, যদি মিল্কি ওয়ে সাবলুনারি (পৃথিবী এবং চাঁদের মধ্যে অবস্থিত) হতো, তবে এটি পৃথিবী থেকে বিভিন্ন সময়ে এবং বিভিন্ন স্থানে ভিন্নভাবে দেখা যেত এবং এর প্যারালাক্স থাকা উচিত ছিল, যা ছিল না। তার মতে, মিল্কি ওয়ে স্বর্গীয়।^[23]

মোহানি মোহাম্মদের মতে, আরব জ্যোতির্বিজ্ঞানী ইবনে আল-হাইসাম (৯৬৫–১০৩৭) মিল্কি ওয়ের প্যারালাক্স পর্যবেক্ষণ ও পরিমাপের প্রথম প্রচেষ্টা করেছিলেন,^[24] এবং তিনি "নির্ধারণ করেছিলেন যে যেহেতু মিল্কি ওয়ের কোনো প্যারালাক্স নেই, তাই এটি অবশ্যই পৃথিবী থেকে অনেক দূরে, বায়ুমণ্ডলের অংশ নয়"।^[25] পারস্য জ্যোতির্বিজ্ঞানী আল-বিরুনি (৯৭৩–১০৪৮) প্রস্তাব করেছিলেন যে মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সি হলো "নীহারিকাময় নক্ষত্রের প্রকৃতির অসংখ্য খণ্ডের একটি সংগ্রহ।"^[26] আন্দালুসীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানী আভেম্পেস (মৃত্যু ১১৩৮) প্রস্তাব করেছিলেন যে এটি অনেক নক্ষত্র দ্বারা গঠিত যা একে অপরকে প্রায় স্পর্শ করে এবং সাবলুনারি উপাদান থেকে প্রতিসরণ-এর প্রভাবের কারণে একটি অবিচ্ছিন্ন চিত্র হিসেবে দেখা যায়,^[22]^[27] এবং তিনি এর প্রমাণ হিসেবে বৃহস্পতি ও মঙ্গল গ্রহের সংযোগ পর্যবেক্ষণের কথা উল্লেখ করেন।^[22] ১৪শ শতাব্দীতে, সিরীয় বংশোদ্ভূত ইবনে কাইয়িম আল-জাওজিয়্যাহ প্রস্তাব করেছিলেন যে মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সি হলো "স্থির নক্ষত্রের গোলকের মধ্যে প্যাক করা অগণিত ক্ষুদ্র নক্ষত্র।"^[28]

মিল্কি ওয়ে যে অনেক নক্ষত্র নিয়ে গঠিত তার প্রকৃত প্রমাণ ১৬১০ সালে আসে যখন ইতালীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানী গ্যালিলিও গ্যালিলি এটি অধ্যয়নের জন্য একটি টেলিস্কোপ ব্যবহার করেন এবং আবিষ্কার করেন যে এটি বিপুল সংখ্যক অস্পষ্ট নক্ষত্র দ্বারা গঠিত।^[29]^[30] ১৭৫০ সালে, ইংরেজ জ্যোতির্বিজ্ঞানী থমাস রাইট সঠিকভাবে অনুমান করেছিলেন যে এটি সম্ভবত মহাকর্ষীয় শক্তির দ্বারা আবদ্ধ বিপুল সংখ্যক নক্ষত্রের একটি ঘূর্ণায়মান বস্তু হতে পারে, যা সৌরজগৎ-এর মতো কিন্তু অনেক বড় স্কেলে, এবং এর ফলে নক্ষত্রের ডিস্কটি ভেতর থেকে আকাশের একটি ব্যান্ড হিসেবে দেখা যেতে পারে।^{[note 1]}(Wright, 1750, pp. ৪৮–)^[31] তার ১৭৫৫ সালের গবেষণাপত্রে, ইমানুয়েল কান্ট মিল্কি ওয়ের গঠন সম্পর্কে রাইটের ধারণাকে আরও বিস্তারিত করেন।^[32]

মিল্কি ওয়ের আকৃতি এবং সূর্য-এর অবস্থান বর্ণনা করার প্রথম প্রকল্পটি ১৭৮৫ সালে উইলিয়াম হার্শেল আকাশের বিভিন্ন অঞ্চলে নক্ষত্রের সংখ্যা গণনা করে শুরু করেছিলেন। তিনি সৌরজগৎকে কেন্দ্রের কাছাকাছি রেখে গ্যালাক্সির আকৃতির একটি চিত্র তৈরি করেছিলেন।^[33]^[34] একটি পরিমার্জিত পদ্ধতি ব্যবহার করে, কাপটেইন ১৯২০ সালে একটি ছোট (ব্যাস প্রায় ১৫ কিলোপারসেক) উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সির চিত্র উপস্থাপন করেন যেখানে সূর্য কেন্দ্রের কাছাকাছি অবস্থিত। হারলো শ্যাপলি কর্তৃক গ্লোবুলার ক্লাস্টার-এর ক্যাটালগিং-এর ওপর ভিত্তি করে একটি ভিন্ন পদ্ধতি সম্পূর্ণ ভিন্ন চিত্র প্রদান করে: একটি সমতল ডিস্ক যার ব্যাস প্রায় ৭০ কিলোপারসেক এবং সূর্য কেন্দ্র থেকে অনেক দূরে অবস্থিত।^[31] উভয় বিশ্লেষণই গ্যালাকটিক প্লেন-এ উপস্থিত আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা দ্বারা আলোর শোষণ-এর বিষয়টি বিবেচনা করতে ব্যর্থ হয়েছিল; কিন্তু ১৯৩০ সালে রবার্ট জুলিয়াস ট্রাম্পলার ওপেন ক্লাস্টার অধ্যয়নের মাধ্যমে এই প্রভাবটি পরিমাপ করার পর, মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সির বর্তমান চিত্রটি উঠে আসে।^[35]

অন্যান্য নীহারিকা থেকে পার্থক্য

মিল্কি ওয়ের বাইরের কয়েকটি গ্যালাক্সি অন্ধকার রাতে খালি চোখে দেখা যায়, যার মধ্যে রয়েছে অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি, লার্জ ম্যাগেলানিক ক্লাউড, স্মল ম্যাগেলানিক ক্লাউড এবং ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি। ১০ম শতাব্দীতে, পারস্য জ্যোতির্বিজ্ঞানী আবদ আল-রহমান আল-সুফি অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির প্রথম রেকর্ডকৃত শনাক্তকরণ করেছিলেন, এটিকে একটি "ছোট মেঘ" হিসেবে বর্ণনা করেছিলেন।^[36] ৯৬৪ সালে, তিনি সম্ভবত তার বুক অফ ফিক্সড স্টারস-এ লার্জ ম্যাগেলানিক ক্লাউডের কথা উল্লেখ করেছিলেন, এটিকে "দক্ষিণ আরবদের আল বকর" হিসেবে অভিহিত করেছিলেন,^[37] কারণ প্রায় ৭০° দক্ষিণ ডেক্লিনেশন-এ এটি যেখানে তিনি বাস করতেন সেখান থেকে দৃশ্যমান ছিল না। ১৬শ শতাব্দীতে ম্যাগেলানের সমুদ্রযাত্রা-এর আগ পর্যন্ত এটি ইউরোপীয়দের কাছে খুব একটা পরিচিত ছিল না।^[38]^[37] অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি পরবর্তীতে ১৬১২ সালে সাইমন মারিয়াস কর্তৃক স্বাধীনভাবে লক্ষ্য করা হয়েছিল।^[36]

১৭৩৪ সালে, দার্শনিক ইমানুয়েল সুইডেনবর্গ তার প্রিন্সিপিয়া-তে অনুমান করেছিলেন যে বাইরে অন্যান্য গ্যালাক্সি থাকতে পারে যা গ্যালাকটিক ক্লাস্টারে গঠিত, যা মহাবিশ্বের ক্ষুদ্র অংশ হিসেবে যা দেখা যায় তার অনেক বাইরে বিস্তৃত। সুইডেনবর্গের দৃষ্টিভঙ্গি "মহাবিশ্ব সম্পর্কে বর্তমান দৃষ্টিভঙ্গির খুব কাছাকাছি।"^[39] ১৭৪৫ সালে, পিয়েরে লুই মপার্টুইস অনুমান করেছিলেন যে কিছু নীহারিকা-সদৃশ বস্তু হলো অনন্য বৈশিষ্ট্যসম্পন্ন নক্ষত্রের সংগ্রহ, যার মধ্যে রয়েছে এর নক্ষত্রগুলো নিজে যে আলো তৈরি করে তার চেয়ে বেশি উজ্জ্বলতা, এবং তিনি জোহানেস হেভেলিয়াস-এর মতামতের পুনরাবৃত্তি করেছিলেন যে উজ্জ্বল বিন্দুগুলো বিশাল এবং তাদের ঘূর্ণনের কারণে চ্যাপ্টা।^[32] ১৭৫০ সালে, থমাস রাইট সঠিকভাবে অনুমান করেছিলেন যে মিল্কি ওয়ে হলো নক্ষত্রের একটি চ্যাপ্টা ডিস্ক, এবং রাতের আকাশে দৃশ্যমান কিছু নীহারিকা সম্ভবত আলাদা মিল্কি ওয়ে হতে পারে।^[31]^[40]

১৮শ শতাব্দীর শেষের দিকে, চার্লস মেসিয়ার ১০৯টি উজ্জ্বলতম মহাজাগতিক বস্তুর একটি ক্যাটালগ সংকলন করেন যেগুলোর নীহারিকাময় উপস্থিতি ছিল। পরবর্তীতে, উইলিয়াম হার্শেল ৫,০০০ নীহারিকার একটি ক্যাটালগ তৈরি করেন।^[31] ১৮৪৫ সালে, লর্ড রস হার্শেল কর্তৃক তালিকাভুক্ত নীহারিকাগুলো পরীক্ষা করেন এবং মেসিয়ার অবজেক্ট M51-এর সর্পিল গঠন পর্যবেক্ষণ করেন, যা এখন হুইরলপুল গ্যালাক্সি নামে পরিচিত।^[41]^[42]

১৯১২ সালে, ভেস্টো এম. স্লিফার উজ্জ্বলতম সর্পিল নীহারিকাগুলোর গঠন নির্ধারণের জন্য স্পেকট্রোগ্রাফিক অধ্যয়ন করেন। স্লিফার আবিষ্কার করেন যে সর্পিল নীহারিকাগুলোর উচ্চ ডপলার শিফট রয়েছে, যা নির্দেশ করে যে সেগুলো তার পরিমাপ করা নক্ষত্রের গতির চেয়ে বেশি গতিতে চলছে। তিনি দেখতে পান যে এই নীহারিকাগুলোর অধিকাংশই আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে।^[43]^[44]

১৯১৭ সালে, হেবার ডাউস্ট কার্টিস "গ্রেট অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকা"-এর মধ্যে নোভা এস অ্যান্ড্রোমিডি পর্যবেক্ষণ করেন, যা তখন অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি, মেসিয়ার অবজেক্ট M31 নামে পরিচিত ছিল। ফটোগ্রাফিক রেকর্ড অনুসন্ধান করে, তিনি আরও ১১টি নোভা খুঁজে পান। কার্টিস লক্ষ্য করেন যে এই নোভাগুলো গড়ে এই গ্যালাক্সির মধ্যে ঘটা নোভাগুলোর চেয়ে ১০ ম্যাগনিটিউড অস্পষ্ট। ফলস্বরূপ, তিনি ১৫০,০০০ পারসেক-এর একটি দূরত্ব অনুমান করতে সক্ষম হন। তিনি তথাকথিত "দ্বীপ মহাবিশ্ব" হাইপোথিসিসের প্রবক্তা হয়ে ওঠেন, যা দাবি করে যে সর্পিল নীহারিকাগুলো আসলে স্বাধীন গ্যালাক্সি।^[45]

১৯২০ সালে হারলো শ্যাপলি এবং হেবার কার্টিস-এর মধ্যে একটি বিতর্ক অনুষ্ঠিত হয়, গ্রেট ডিবেট, যা মিল্কি ওয়ের প্রকৃতি, সর্পিল নীহারিকা এবং মহাবিশ্বের মাত্রা নিয়ে ছিল। গ্রেট অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকা একটি বাহ্যিক গ্যালাক্সি—তার এই দাবিকে সমর্থন করার জন্য, কার্টিস মিল্কি ওয়ের ধূলিকণার মেঘের মতো অন্ধকার লেনের উপস্থিতি এবং উল্লেখযোগ্য ডপলার শিফটের কথা উল্লেখ করেন।^[46]

১৯২২ সালে, এস্তোনিয়ার জ্যোতির্বিজ্ঞানী আর্নেস্ট ওপিক একটি দূরত্বের পরিমাপ প্রদান করেন যা এই তত্ত্বকে সমর্থন করে যে অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকা প্রকৃতপক্ষে একটি দূরবর্তী বহিঃগ্যালাকটিক বস্তু।^[47] ১০০-ইঞ্চি মাউন্ট উইলসন টেলিস্কোপ ব্যবহার করে, এডউইন হাবল কিছু সর্পিল নীহারিকার বাইরের অংশগুলোকে পৃথক নক্ষত্রের সমষ্টি হিসেবে সমাধান করতে সক্ষম হন এবং কিছু সেফাইড ভেরিয়েবল শনাক্ত করেন, যার ফলে তিনি নীহারিকাগুলোর দূরত্ব অনুমান করতে পারেন: সেগুলো মিল্কি ওয়ের অংশ হওয়ার জন্য অনেক বেশি দূরে ছিল।^[48] ১৯২৬ সালে হাবল গ্যালাকটিক মরফোলজি-এর একটি শ্রেণিবিন্যাস তৈরি করেন যা আজও ব্যবহৃত হয়।^[49]^[50]

মাল্টি-ওয়েভলেংথ পর্যবেক্ষণ

আরও দেখুন: Observational astronomy

জ্যোতির্বিজ্ঞানের অগ্রগতি সর্বদা প্রযুক্তির দ্বারা চালিত হয়েছে। অপটিক্যাল জ্যোতির্বিজ্ঞান-এ শতাব্দীর পর শতাব্দী সাফল্যের পর, সাম্প্রতিক দশকগুলোতে তড়িৎচৌম্বকীয় বর্ণালী-এর অন্যান্য অঞ্চলে বড় ধরনের অগ্রগতি দেখা গেছে।^[51]

আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে উপস্থিত ধূলিকণা দৃশ্যমান আলোর জন্য অস্বচ্ছ। এটি দূর-অবলোহিত আলোর জন্য বেশি স্বচ্ছ, যা বিশাল আণবিক মেঘ এবং গ্যালাকটিক কোর-এর অভ্যন্তরীণ অঞ্চলগুলো বিস্তারিতভাবে পর্যবেক্ষণ করতে ব্যবহার করা যেতে পারে।^[52] অবলোহিত আলো অনেক আগে গঠিত দূরবর্তী, রেড-শিফটেড গ্যালাক্সিগুলো পর্যবেক্ষণ করতেও ব্যবহৃত হয়। জলীয় বাষ্প এবং কার্বন ডাই অক্সাইড অবলোহিত বর্ণালীর অনেক দরকারী অংশ শোষণ করে, তাই অবলোহিত জ্যোতির্বিজ্ঞান-এর জন্য উচ্চ-উচ্চতা বা মহাকাশ-ভিত্তিক টেলিস্কোপ ব্যবহার করা হয়।(Fraknoi et al., 2023, pp. 144, 202)

গ্যালাক্সি, বিশেষ করে সক্রিয় গ্যালাক্সিগুলোর প্রথম অ-দৃশ্যমান অধ্যয়ন রেডিও ফ্রিকোয়েন্সি ব্যবহার করে করা হয়েছিল। পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল ৫ মেগাহার্টজ এবং ৩০ গিগাহার্টজ-এর মধ্যে রেডিওর জন্য প্রায় স্বচ্ছ। আয়নোস্ফিয়ার এই সীমার নিচের সংকেতগুলোকে বাধা দেয়।^[53] একাধিক রেডিও টেলিস্কোপের সমন্বয় ভেরি-লং-বেসলাইন ইন্টারফেরোমেট্রি-কে সক্রিয় নিউক্লিয়াস থেকে নির্গত সক্রিয় জেটগুলো ম্যাপ করার অনুমতি দেয়।^[54]

অতিবেগুনী এবং এক্স-রে টেলিস্কোপ অত্যন্ত শক্তিশালী গ্যালাকটিক ঘটনা পর্যবেক্ষণ করতে পারে। যখন কোনো দূরবর্তী গ্যালাক্সির একটি নক্ষত্র কাছাকাছি ব্ল্যাক হোলের জোয়ারের শক্তির কারণে ছিন্নভিন্ন হয়ে যায়, তখন মাঝে মাঝে অতিবেগুনী শিখা দেখা যায়।^[55] গ্যালাকটিক ক্লাস্টারে উত্তপ্ত গ্যাসের বিতরণ এক্স-রে দ্বারা ম্যাপ করা যেতে পারে। গ্যালাক্সির কেন্দ্রে সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোলের অস্তিত্ব এক্স-রে জ্যোতির্বিজ্ঞানের মাধ্যমে নিশ্চিত করা হয়েছিল।^[56]

আধুনিক গবেষণা

১৯৪৪ সালে, হেন্ড্রিক ফন ডি হালস্ট ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন যে আন্তঃনাক্ষত্রিক পারমাণবিক হাইড্রোজেন গ্যাস থেকে ২১ সেমি তরঙ্গদৈর্ঘ্যের মাইক্রোওয়েভ বিকিরণ শনাক্তযোগ্য হবে;^[59] এবং ১৯৫১ সালে এটি পর্যবেক্ষণ করা হয়। এই বিকিরণ ধূলিকণার শোষণ দ্বারা প্রভাবিত হয় না, তাই এই গ্যালাক্সিতে গ্যাসের গতিবিধি ম্যাপ করার জন্য এর ডপলার শিফট ব্যবহার করা যেতে পারে। এই পর্যবেক্ষণগুলো এই গ্যালাক্সির কেন্দ্রে একটি ঘূর্ণায়মান বার কাঠামোর অনুমানের দিকে পরিচালিত করে।^[60] উন্নত রেডিও টেলিস্কোপের সাহায্যে, অন্যান্য গ্যালাক্সিতেও হাইড্রোজেন গ্যাসের সন্ধান পাওয়া সম্ভব হয়েছে। ১৯৭০-এর দশকে, ভেরা রুবিন গ্যালাক্সির পর্যবেক্ষিত ঘূর্ণন গতি এবং নক্ষত্র ও গ্যাসের দৃশ্যমান ভর দ্বারা পূর্বাভাসিত গতির মধ্যে একটি অসঙ্গতি উন্মোচন করেন। বর্তমানে, গ্যালাক্সি ঘূর্ণন সমস্যাটি প্রচুর পরিমাণে অদৃশ্য ডার্ক ম্যাটার বা কৃষ্ণবস্তুর উপস্থিতির মাধ্যমে ব্যাখ্যা করা হয় বলে মনে করা হয়।^[61]^[62]

১৯৯০-এর দশকের শুরুতে, হাবল স্পেস টেলিস্কোপ উন্নত পর্যবেক্ষণ প্রদান করে। অন্যান্য বিষয়ের মধ্যে, এর ডেটা এটি প্রতিষ্ঠা করতে সাহায্য করে যে এই গ্যালাক্সিতে অনুপস্থিত ডার্ক ম্যাটার শুধুমাত্র সহজাতভাবে অস্পষ্ট এবং ছোট নক্ষত্র নিয়ে গঠিত হতে পারে না।^[63] হাবল ডিপ ফিল্ড, আকাশের তুলনামূলকভাবে খালি অংশের একটি অত্যন্ত দীর্ঘ এক্সপোজার, প্রমাণ প্রদান করে যে পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বে প্রায় ১২৫ বিলিয়ন (1.25×10^11) গ্যালাক্সি রয়েছে।^[64] মানুষের কাছে অদৃশ্য স্পেকট্রা (রেডিও টেলিস্কোপ, ইনফ্রারেড ক্যামেরা এবং এক্স-রে টেলিস্কোপ) শনাক্ত করার উন্নত প্রযুক্তি হাবল দ্বারা শনাক্ত করা যায়নি এমন অন্যান্য গ্যালাক্সি শনাক্ত করার সুযোগ করে দেয়। বিশেষ করে, জোন অফ অ্যাভয়েডেন্স-এ (আকাশের যে অঞ্চলটি মিল্কিওয়ে দ্বারা দৃশ্যমান আলোর তরঙ্গদৈর্ঘ্যে অবরুদ্ধ) জরিপগুলো বেশ কিছু নতুন গ্যালাক্সি উন্মোচন করেছে।^[65]

২০১৬ সালে দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল-এ প্রকাশিত একটি গবেষণায়, ইউনিভার্সিটি অফ নটিংহাম-এর ক্রিস্টোফার কনসেলিস-এর নেতৃত্বে, অনেক ডেটা উৎস বিশ্লেষণ করে অনুমান করা হয় যে পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বে (z=8 পর্যন্ত) অন্তত দুই ট্রিলিয়ন (2×10^12) গ্যালাক্সি রয়েছে, যা হাবল ইমেজে সরাসরি পর্যবেক্ষণ করা গ্যালাক্সির চেয়ে ১০ গুণ বেশি।^[66]12^[67] যাইহোক, জডিয়াকাল লাইট-এর বাইরে থেকে নিউ হরাইজনস স্পেস প্রোবের পরবর্তী পর্যবেক্ষণগুলো কনসেলিসের তুলনায় কম মহাজাগতিক অপটিক্যাল আলো পর্যবেক্ষণ করেছে, তবে এটি এখনও ইঙ্গিত দেয় যে সরাসরি পর্যবেক্ষণে গ্যালাক্সিগুলো বাদ পড়ছে।^[68]^[69]

ধরন এবং অঙ্গসংস্থানবিদ্যা

আরও দেখুন: গ্যালাকটিক বাল্জ, সেন্ট্রাল ম্যাসিভ অবজেক্ট, অ্যাক্টিভ গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস, গ্যালাক্সি মরফোলজিক্যাল ক্লাসিফিকেশন

গ্যালাক্সিগুলো তিনটি প্রধান ধরনের হয়: উপবৃত্তাকার, সর্পিল এবং অনিয়মিত। তাদের চেহারার ওপর ভিত্তি করে গ্যালাক্সির ধরনগুলোর কিছুটা বিস্তৃত বর্ণনা হাবল সিকোয়েন্স দ্বারা দেওয়া হয়েছে। যেহেতু হাবল সিকোয়েন্স সম্পূর্ণরূপে চাক্ষুষ অঙ্গসংস্থানগত ধরনের (আকৃতি) ওপর ভিত্তি করে তৈরি, তাই এটি গ্যালাক্সির কিছু গুরুত্বপূর্ণ বৈশিষ্ট্য যেমন স্টারবার্স্ট গ্যালাক্সিতে তারার গঠন হার এবং সক্রিয় গ্যালাক্সির কেন্দ্রে কার্যকলাপ মিস করতে পারে।^[6]

অনেক গ্যালাক্সির কেন্দ্রে একটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল রয়েছে বলে মনে করা হয়। এর মধ্যে মিল্কিওয়ে অন্তর্ভুক্ত, যার কেন্দ্রীয় অঞ্চলকে গ্যালাকটিক সেন্টার বলা হয়।(Fraknoi et al., 2023, pp. 851–856, 907–915)

উপবৃত্তাকার

মূল নিবন্ধ: উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি

হাবল শ্রেণিবিন্যাস ব্যবস্থা উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সিগুলোকে তাদের উপবৃত্তাকারতার ভিত্তিতে রেট করে, যা E0 থেকে শুরু করে (প্রায় গোলাকার) E7 পর্যন্ত (যা অত্যন্ত দীর্ঘায়িত) হয়। এই গ্যালাক্সিগুলোর একটি উপবৃত্তাকার প্রোফাইল রয়েছে, যা দেখার কোণ নির্বিশেষে তাদের একটি উপবৃত্তাকার চেহারা দেয়। তাদের চেহারায় খুব কম কাঠামো দেখা যায় এবং সাধারণত তাদের খুব কম আন্তঃনাক্ষত্রিক পদার্থ থাকে। ফলস্বরূপ, এই গ্যালাক্সিগুলোতে উন্মুক্ত ক্লাস্টার বা ওপেন ক্লাস্টারের অনুপাত কম থাকে এবং নতুন তারা গঠনের হারও হ্রাস পায়। পরিবর্তে, এগুলো সাধারণত পুরনো, আরও বিবর্তিত নক্ষত্র দ্বারা প্রভাবিত হয়, যা সাধারণ মহাকর্ষ কেন্দ্রের চারপাশে এলোমেলো দিকে প্রদক্ষিণ করছে। নক্ষত্রগুলোতে ভারী উপাদানের প্রাচুর্য কম থাকে কারণ প্রাথমিক বিস্ফোরণের পর তারা গঠন বন্ধ হয়ে যায়। এই অর্থে, তাদের অনেক ছোট গ্লোবুলার ক্লাস্টার বা গোলকাকার ক্লাস্টারের সাথে কিছু মিল রয়েছে।^[70]

Type-cD গ্যালাক্সি

মূল নিবন্ধ: Type-cD গ্যালাক্সি

বৃহত্তম গ্যালাক্সিগুলো হলো টাইপ-cD গ্যালাক্সি। ১৯৬৪ সালে টমাস এ. ম্যাথিউস এবং অন্যদের একটি গবেষণাপত্রে প্রথম বর্ণিত,^[71] এগুলো D গ্যালাক্সির আরও সাধারণ শ্রেণীর একটি উপশ্রেণী, যা দৈত্যাকার উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি, তবে এগুলো অনেক বড়। এগুলো জনপ্রিয়ভাবে সুপারজায়ান্ট উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি নামে পরিচিত এবং এগুলো পরিচিত বৃহত্তম ও সবচেয়ে উজ্জ্বল গ্যালাক্সি। এই গ্যালাক্সিগুলোতে একটি কেন্দ্রীয় উপবৃত্তাকার নিউক্লিয়াস থাকে যার সাথে নক্ষত্রের একটি বিস্তৃত, অস্পষ্ট গ্যালাকটিক হ্যালো থাকে যা মেগাপারসেক স্কেল পর্যন্ত বিস্তৃত।^[72] তাদের ব্যাসার্ধের (বা তাদের কেন্দ্র থেকে দূরত্ব) ফাংশন হিসেবে তাদের পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতার প্রোফাইল তাদের ছোট প্রতিরূপগুলোর তুলনায় ধীরগতিতে হ্রাস পায়।^[73]

এই cD গ্যালাক্সিগুলোর গঠন গবেষণার একটি সক্রিয় ক্ষেত্র হিসেবে রয়ে গেছে, তবে প্রধান মডেলটি হলো যে এগুলো ঘন ক্লাস্টারের পরিবেশে ছোট গ্যালাক্সিগুলোর একীভূতকরণের ফলাফল, এমনকি ক্লাস্টারের বাইরের এলোমেলো ওভারডেনসিটিগুলোর কারণেও হতে পারে।^[74] এই প্রক্রিয়াগুলো ফসিল গ্রুপ বা ফসিল ক্লাস্টার গঠনের প্রক্রিয়া, যেখানে একটি বড়, তুলনামূলকভাবে বিচ্ছিন্ন, সুপারজায়ান্ট উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি ক্লাস্টারের মাঝখানে থাকে এবং গ্যালাকটিক সংঘর্ষের অবশিষ্টাংশ হিসেবে এক্স-রে-এর একটি বিস্তৃত মেঘ দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকে। আরেকটি পুরনো মডেল কুলিং ফ্লো বা শীতল প্রবাহের ঘটনাকে প্রস্তাব করে, যেখানে ক্লাস্টারের উত্তপ্ত গ্যাসগুলো শীতল হওয়ার সাথে সাথে তাদের কেন্দ্রের দিকে ধসে পড়ে, এই প্রক্রিয়ায় নক্ষত্র গঠন করে,^[75] যা পার্সিয়াস-এর মতো ক্লাস্টারগুলোতে দেখা যায়,^[76] এবং অতি সম্প্রতি ফিনিক্স ক্লাস্টার-এ দেখা গেছে।^[77]

শেল গ্যালাক্সি

একটি শেল গ্যালাক্সি হলো এক ধরনের উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি যেখানে এর হ্যালোর নক্ষত্রগুলো ঘনকেন্দ্রিক শেল বা খোলসে সাজানো থাকে। প্রায় দশ ভাগের এক ভাগ উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সিতে শেল-এর মতো কাঠামো থাকে, যা সর্পিল গ্যালাক্সিতে কখনও দেখা যায়নি। এই কাঠামোগুলো তখন তৈরি হয় বলে মনে করা হয় যখন একটি বড় গ্যালাক্সি একটি ছোট সঙ্গী গ্যালাক্সিকে শোষণ করে—যেহেতু দুটি গ্যালাক্সির কেন্দ্র কাছাকাছি আসে, তারা একটি কেন্দ্রবিন্দুর চারপাশে দুলতে শুরু করে এবং এই দোলন মহাকর্ষীয় ঢেউ তৈরি করে যা নক্ষত্রের শেল গঠন করে, ঠিক যেমন জলে ঢেউ ছড়িয়ে পড়ে। উদাহরণস্বরূপ, NGC 3923 গ্যালাক্সিতে ২০টিরও বেশি শেল রয়েছে।^[78]

সর্পিল

মূল নিবন্ধ: সর্পিল গ্যালাক্সি, বার্ড স্পাইরাল গ্যালাক্সি

সর্পিল গ্যালাক্সিগুলো সর্পিল পিনহুইলের মতো দেখায়। যদিও এই ধরনের গ্যালাক্সিতে থাকা নক্ষত্র এবং অন্যান্য দৃশ্যমান পদার্থ বেশিরভাগই একটি সমতলে থাকে, সর্পিল গ্যালাক্সির ভরের বেশিরভাগই ডার্ক ম্যাটার বা কৃষ্ণবস্তুর একটি মোটামুটি গোলাকার হ্যালোর মধ্যে বিদ্যমান যা দৃশ্যমান উপাদানের বাইরে বিস্তৃত, যেমনটি সর্বজনীন ঘূর্ণন বক্ররেখা ধারণা দ্বারা প্রদর্শিত হয়েছে।^[80]

সর্পিল গ্যালাক্সিগুলো নক্ষত্র এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের একটি ঘূর্ণায়মান ডিস্ক নিয়ে গঠিত, যার সাথে সাধারণত পুরনো নক্ষত্রের একটি কেন্দ্রীয় বাল্জ থাকে। বাল্জ থেকে বাইরের দিকে বিস্তৃত থাকে তুলনামূলকভাবে উজ্জ্বল বাহু। হাবল শ্রেণিবিন্যাস স্কিমে, সর্পিল গ্যালাক্সিগুলোকে S টাইপ হিসেবে তালিকাভুক্ত করা হয়, যার পরে একটি অক্ষর (a, b, বা c) থাকে যা সর্পিল বাহুগুলোর দৃঢ়তা এবং কেন্দ্রীয় বাল্জের আকার নির্দেশ করে। একটি Sa গ্যালাক্সিতে দৃঢ়ভাবে পেঁচানো, অস্পষ্ট বাহু থাকে এবং এতে তুলনামূলকভাবে বড় কেন্দ্রীয় অঞ্চল থাকে। অন্য চরম প্রান্তে, একটি Sc গ্যালাক্সিতে খোলা, সুসংজ্ঞায়িত বাহু এবং একটি ছোট কেন্দ্রীয় অঞ্চল থাকে।^[81] অস্পষ্ট বাহুযুক্ত গ্যালাক্সিকে কখনও কখনও ফ্লোকুলেন্ট স্পাইরাল গ্যালাক্সি বলা হয়; বিপরীতে গ্র্যান্ড ডিজাইন স্পাইরাল গ্যালাক্সি-তে বিশিষ্ট এবং সুসংজ্ঞায়িত সর্পিল বাহু থাকে।^[82] একটি গ্যালাক্সি কত দ্রুত ঘোরে তা ডিস্কের সমতলতার সাথে সম্পর্কিত বলে মনে করা হয় কারণ কিছু সর্পিল গ্যালাক্সিতে পুরু বাল্জ থাকে, আবার অন্যগুলো পাতলা এবং ঘন হয়।^[83]^[84]

সর্পিল গ্যালাক্সিগুলোতে, সর্পিল বাহুগুলো প্রায় লগারিদমিক সর্পিল আকৃতির হয়, এমন একটি প্যাটার্ন যা তাত্ত্বিকভাবে নক্ষত্রের একটি অভিন্ন ঘূর্ণায়মান ভরের মধ্যে ব্যাঘাতের ফলে তৈরি হয়। নক্ষত্রগুলোর মতো, সর্পিল বাহুগুলো কেন্দ্রের চারপাশে ঘোরে, কিন্তু তারা ধ্রুবক কৌণিক বেগ নিয়ে তা করে। সর্পিল বাহুগুলোকে উচ্চ-ঘনত্বের পদার্থের এলাকা বা "ডেনসিটি ওয়েভস" বলে মনে করা হয়।^[85] যখন নক্ষত্রগুলো একটি বাহুর মধ্য দিয়ে যায়, তখন প্রতিটি নাক্ষত্রিক সিস্টেমের মহাকাশীয় গতি উচ্চ ঘনত্বের মহাকর্ষীয় বল দ্বারা পরিবর্তিত হয়। (বাহুর অন্য পাশে নক্ষত্রগুলো চলে যাওয়ার পর গতি স্বাভাবিক অবস্থায় ফিরে আসে।) এই প্রভাবটি চলমান গাড়িতে পূর্ণ হাইওয়েতে ধীরগতির একটি "ঢেউ"-এর মতো। বাহুগুলো দৃশ্যমান কারণ উচ্চ ঘনত্ব তারা গঠনকে সহজতর করে, এবং তাই তারা অনেক উজ্জ্বল এবং তরুণ নক্ষত্র ধারণ করে।^[86]

বার্ড স্পাইরাল গ্যালাক্সি

অধিকাংশ সর্পিল গ্যালাক্সিতে, যার মধ্যে মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সি অন্তর্ভুক্ত, নক্ষত্রের একটি রৈখিক, বার-আকৃতির ব্যান্ড থাকে যা কেন্দ্রের উভয় পাশে বাইরের দিকে বিস্তৃত হয়, তারপর সর্পিল বাহু কাঠামোর সাথে মিশে যায়।^[87] হাবল শ্রেণিবিন্যাস স্কিমে, এগুলোকে SB দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, যার পরে একটি ছোট হাতের অক্ষর (a, b বা c) থাকে যা সর্পিল বাহুগুলোর রূপ নির্দেশ করে (সাধারণ সর্পিল গ্যালাক্সির শ্রেণিবিন্যাসের মতোই)। বারগুলোকে অস্থায়ী কাঠামো বলে মনে করা হয় যা কেন্দ্র থেকে বাইরের দিকে বিকিরণকারী একটি ডেনসিটি ওয়েভ বা অন্য গ্যালাক্সির সাথে জোয়ারের মিথস্ক্রিয়ার কারণে ঘটতে পারে।^[88] অনেক বার্ড স্পাইরাল গ্যালাক্সি সক্রিয়, সম্ভবত বাহু বরাবর কেন্দ্রের দিকে গ্যাস প্রবাহিত হওয়ার ফলে।^[89]

মিল্কিওয়ে একটি বড় ডিস্ক-আকৃতির বার্ড-স্পাইরাল গ্যালাক্সি^[90] যার ব্যাস প্রায় ৩০ কিলোপারসেক এবং পুরুত্ব এক কিলোপারসেক। এতে প্রায় দুইশ বিলিয়ন (২×১০^১১)^[91] নক্ষত্র রয়েছে এবং এর মোট ভর সূর্যের ভরের প্রায় ছয়শ বিলিয়ন (৬×১০^১১) গুণ।^[92]

সুপার-লুমিনাস সর্পিল

সম্প্রতি, গবেষকরা সুপার-লুমিনাস সর্পিল নামক গ্যালাক্সি বর্ণনা করেছেন। এগুলো খুব বড়, যার ব্যাস ৪৩৭,০০০ আলোকবর্ষ পর্যন্ত (মিল্কিওয়ের ৮৭,৪০০ আলোকবর্ষ ব্যাসের তুলনায়)। ৩৪০ বিলিয়ন সৌর ভরের সাথে, এগুলো উল্লেখযোগ্য পরিমাণে অতিবেগুনী এবং মধ্য-ইনফ্রারেড আলো উৎপন্ন করে। মনে করা হয় যে তাদের তারা গঠনের হার মিল্কিওয়ের তুলনায় প্রায় ৩০ গুণ দ্রুত।^[93]^[94]

অন্যান্য অঙ্গসংস্থানবিদ্যা

পেকুলিয়ার গ্যালাক্সি হলো গ্যালাকটিক গঠন যা অন্যান্য গ্যালাক্সির সাথে জোয়ারের মিথস্ক্রিয়ার কারণে অস্বাভাবিক বৈশিষ্ট্য তৈরি করে।
- একটি রিং গ্যালাক্সিতে একটি খালি কেন্দ্রের চারপাশে নক্ষত্র এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের একটি রিং-এর মতো কাঠামো থাকে। একটি রিং গ্যালাক্সি তখন ঘটে বলে মনে করা হয় যখন একটি ছোট গ্যালাক্সি একটি সর্পিল গ্যালাক্সির কেন্দ্রের মধ্য দিয়ে যায়।^[95] এই ধরনের ঘটনা অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সিকে প্রভাবিত করতে পারে, কারণ ইনফ্রারেড বিকিরণে দেখার সময় এটি একটি মাল্টি-রিং-এর মতো কাঠামো প্রদর্শন করে।^[96]
একটি লেন্টিকুলার গ্যালাক্সি হলো একটি মধ্যবর্তী রূপ যার উপবৃত্তাকার এবং সর্পিল উভয় গ্যালাক্সির বৈশিষ্ট্য রয়েছে। এগুলো হাবল টাইপ S0 হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ, এবং তাদের অস্পষ্ট সর্পিল বাহুসহ নক্ষত্রের একটি উপবৃত্তাকার হ্যালো রয়েছে^[97] (বার্ড লেন্টিকুলার গ্যালাক্সি হাবল শ্রেণিবিন্যাস SB0 পায়)।
অনিয়মিত গ্যালাক্সি হলো এমন গ্যালাক্সি যা সহজেই উপবৃত্তাকার বা সর্পিল অঙ্গসংস্থানবিদ্যায় শ্রেণীবদ্ধ করা যায় না।
- একটি Irr-I গ্যালাক্সিতে কিছু কাঠামো থাকে কিন্তু হাবল শ্রেণিবিন্যাস স্কিমের সাথে পরিষ্কারভাবে সারিবদ্ধ হয় না।
- Irr-II গ্যালাক্সিগুলোতে হাবল শ্রেণিবিন্যাসের মতো কোনো কাঠামো থাকে না এবং এগুলো বিঘ্নিত হতে পারে।^[98] কাছাকাছি (বামন) অনিয়মিত গ্যালাক্সির উদাহরণগুলোর মধ্যে রয়েছে ম্যাগেলানিক ক্লাউডস।(Fraknoi et al., 2023, pp. 879)

একটি ডার্ক বা "আল্ট্রা ডিফিউজ" গ্যালাক্সি হলো অত্যন্ত কম উজ্জ্বলতাসম্পন্ন এক ধরনের গ্যালাক্সি। এগুলোর আকার মিল্কিওয়ে বা আকাশগঙ্গার সমান হতে পারে, কিন্তু এদের দৃশ্যমান তারার সংখ্যা মিল্কিওয়ের মাত্র এক শতাংশ। এই ধরনের গ্যালাক্সি তৈরির জন্য একাধিক প্রক্রিয়ার প্রস্তাব করা হয়েছে এবং এটি সম্ভব যে ভিন্ন ভিন্ন ডার্ক গ্যালাক্সি ভিন্ন ভিন্ন উপায়ে গঠিত হয়েছে।^[99] কম উজ্জ্বলতার একটি সম্ভাব্য ব্যাখ্যা হলো, গ্যালাক্সিটি তার প্রাথমিক পর্যায়েই নক্ষত্র তৈরির গ্যাস হারিয়ে ফেলেছিল, যার ফলে সেখানে কেবল পুরনো নক্ষত্রপুঞ্জ অবশিষ্ট রয়েছে।^[100]^[101]

বামন গ্যালাক্সি (Dwarfs)

মূল নিবন্ধ: Dwarf galaxy

বৃহৎ উপবৃত্তাকার এবং সর্পিল গ্যালাক্সিগুলোর আধিপত্য থাকা সত্ত্বেও, অধিকাংশ গ্যালাক্সিই হলো বামন গ্যালাক্সি।^[102] অন্যান্য গ্যালাকটিক গঠনের তুলনায় এগুলো তুলনামূলকভাবে ছোট; এদের আকার মিল্কিওয়ের এক-শতক ভাগের মতো এবং এতে মাত্র কয়েক বিলিয়ন নক্ষত্র থাকে। ব্লু কমপ্যাক্ট ডয়ার্ফ গ্যালাক্সিতে তরুণ, উত্তপ্ত, বিশাল নক্ষত্রের বড় গুচ্ছ থাকে। আল্ট্রা-কমপ্যাক্ট বামন গ্যালাক্সি আবিষ্কৃত হয়েছে যেগুলোর ব্যাস মাত্র ১০০ পারসেক।^[103]

অনেক বামন গ্যালাক্সি একটি একক বৃহৎ গ্যালাক্সিকে কেন্দ্র করে আবর্তিত হতে পারে; মিল্কিওয়ের অন্তত এক ডজন এমন উপগ্রহ গ্যালাক্সি রয়েছে এবং ধারণা করা হয় আরও ৩০০–৫০০টি এখনো আবিষ্কারের অপেক্ষায় আছে।^[104] বামন গ্যালাক্সি সম্পর্কে আমাদের প্রাপ্ত তথ্যের বেশিরভাগই আসে লোকাল গ্রুপ পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে, যার মধ্যে দুটি সর্পিল গ্যালাক্সি (মিল্কিওয়ে এবং অ্যান্ড্রোমিডা) এবং অনেক বামন গ্যালাক্সি রয়েছে। এই বামন গ্যালাক্সিগুলোকে অনিয়মিত বা বামন উপবৃত্তাকার/বামন গোলকাকার গ্যালাক্সি হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়।^[102]

মিল্কিওয়ের ২৭টি প্রতিবেশী গ্যালাক্সির ওপর করা একটি গবেষণায় দেখা গেছে যে, সমস্ত বামন গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় ভর প্রায় ১ কোটি সৌর ভর, তা সেগুলোতে হাজার বা মিলিয়ন যাই নক্ষত্র থাকুক না কেন। এটি ইঙ্গিত দেয় যে গ্যালাক্সিগুলো মূলত ডার্ক ম্যাটার দ্বারা গঠিত এবং এদের ন্যূনতম আকার সম্ভবত এক ধরনের ওয়ার্ম ডার্ক ম্যাটার-এর উপস্থিতিকে নির্দেশ করে, যা ছোট পরিসরে মহাকর্ষীয় সংযোজনে অক্ষম।^[105]

রূপভেদ

মিথস্ক্রিয়াশীল (Interacting)

মূল নিবন্ধ: Interacting galaxy

গ্যালাক্সিগুলোর মধ্যে মিথস্ক্রিয়া তুলনামূলকভাবে ঘন ঘন ঘটে এবং এগুলো গ্যালাকটিক বিবর্তনে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করতে পারে। গ্যালাক্সিগুলোর কাছাকাছি আসা বা পাশ কাটিয়ে যাওয়ার ফলে জোয়ারজনিত মিথস্ক্রিয়ার কারণে বিকৃতি ঘটে এবং এর ফলে গ্যাস ও ধূলিকণার আদান-প্রদান হতে পারে।^[106]^[107] সংঘর্ষ ঘটে যখন দুটি গ্যালাক্সি সরাসরি একে অপরের মধ্য দিয়ে অতিক্রম করে এবং তাদের আপেক্ষিক ভরবেগ এত বেশি থাকে যে তারা একীভূত হয় না। মিথস্ক্রিয়াশীল গ্যালাক্সির নক্ষত্রগুলো সাধারণত একে অপরের সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হয় না, কিন্তু এদের মধ্যকার গ্যাস ও ধূলিকণা মিথস্ক্রিয়া করে, যা কখনো কখনো নক্ষত্র গঠনের সূচনা করে। একটি সংঘর্ষ গ্যালাক্সির আকৃতিকে মারাত্মকভাবে বিকৃত করতে পারে, যার ফলে বার, রিং বা লেজের মতো কাঠামোর সৃষ্টি হয়।^[106]^[107]

মিথস্ক্রিয়ার চরম পর্যায় হলো গ্যালাকটিক একীভূতকরণ, যেখানে গ্যালাক্সিগুলোর আপেক্ষিক ভরবেগ একে অপরের মধ্য দিয়ে অতিক্রম করার জন্য যথেষ্ট নয়। পরিবর্তে, তারা ধীরে ধীরে একীভূত হয়ে একটি একক, বৃহত্তর গ্যালাক্সি গঠন করে। একীভূতকরণের ফলে গ্যালাক্সিগুলোর মূল অঙ্গসংস্থানে উল্লেখযোগ্য পরিবর্তন আসতে পারে। যদি একটি গ্যালাক্সি অন্যটির চেয়ে অনেক বেশি বিশাল হয়, তবে ফলাফলটিকে ক্যানিবালিজম বা নরখাদকতা বলা হয়, যেখানে বৃহত্তর গ্যালাক্সিটি তুলনামূলকভাবে অক্ষত থাকে এবং ছোটটি ছিন্নভিন্ন হয়ে যায়। মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সি বর্তমানে স্যাজিটেরিয়াস বামন উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি এবং ক্যানিস মেজর বামন গ্যালাক্সিকে গ্রাস করার প্রক্রিয়ার মধ্যে রয়েছে।^[106]^[107]

স্টারবার্স্ট (Starburst)

মূল নিবন্ধ: Starburst galaxy

গ্যালাক্সির ভেতরে শীতল গ্যাসের ভাণ্ডার থেকে নক্ষত্র তৈরি হয়, যা বিশাল আণবিক মেঘ গঠন করে। কিছু গ্যালাক্সিতে অস্বাভাবিক হারে নক্ষত্র গঠিত হতে দেখা যায়, যা স্টারবার্স্ট নামে পরিচিত। যদি তারা এভাবে নক্ষত্র গঠন অব্যাহত রাখে, তবে গ্যালাক্সির আয়ুষ্কালের চেয়ে কম সময়ের মধ্যেই তারা তাদের গ্যাসের ভাণ্ডার শেষ করে ফেলবে। তাই স্টারবার্স্ট কার্যকলাপ সাধারণত মাত্র এক কোটি বছর স্থায়ী হয়, যা একটি গ্যালাক্সির ইতিহাসে তুলনামূলকভাবে সংক্ষিপ্ত সময়। মহাবিশ্বের প্রাথমিক ইতিহাসে স্টারবার্স্ট গ্যালাক্সিগুলো বেশি সাধারণ ছিল,^[109] তবে এখনো মোট নক্ষত্র উৎপাদনের প্রায় ১৫% এদের অবদান বলে ধারণা করা হয়।^[110]

স্টারবার্স্ট গ্যালাক্সিগুলো গ্যাস ও ধূলিকণার ঘন উপস্থিতি এবং নবগঠিত নক্ষত্রের উপস্থিতির জন্য পরিচিত, যার মধ্যে বিশাল নক্ষত্রগুলো অন্তর্ভুক্ত থাকে যা আশেপাশের মেঘকে আয়নিত করে এইচ ২ অঞ্চল তৈরি করে।^[111] এই নক্ষত্রগুলো সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটায়, যা প্রসারমান সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ তৈরি করে এবং আশেপাশের গ্যাসের সাথে শক্তিশালী মিথস্ক্রিয়া করে। এই বিস্ফোরণগুলো নক্ষত্র তৈরির একটি চেইন রিঅ্যাকশন শুরু করে যা গ্যাসীয় অঞ্চল জুড়ে ছড়িয়ে পড়ে। যখন উপলব্ধ গ্যাস প্রায় শেষ বা বিক্ষিপ্ত হয়ে যায়, তখনই এই কার্যকলাপ শেষ হয়।^[109]

স্টারবার্স্ট প্রায়শই একীভূত বা মিথস্ক্রিয়াশীল গ্যালাক্সির সাথে যুক্ত থাকে। এমন স্টারবার্স্ট-গঠনকারী মিথস্ক্রিয়ার আদর্শ উদাহরণ হলো M82, যা বৃহত্তর M81-এর সাথে ঘনিষ্ঠ সান্নিধ্যে এসেছিল। অনিয়মিত গ্যালাক্সিগুলোতে প্রায়শই স্টারবার্স্ট কার্যকলাপের বিচ্ছিন্ন গুচ্ছ দেখা যায়।^[112]

রেডিও গ্যালাক্সি

মূল নিবন্ধ: Radio galaxy

একটি রেডিও গ্যালাক্সি হলো এমন একটি গ্যালাক্সি যার রেডিও নিঃসরণের বিশাল অঞ্চলগুলো তার দৃশ্যমান কাঠামোর বাইরে অনেক দূর পর্যন্ত বিস্তৃত। এই শক্তিশালী রেডিও লোবগুলো তার সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস থেকে নির্গত জেট দ্বারা চালিত হয়।^[113] রেডিও গ্যালাক্সিগুলোকে তাদের ফ্যানারফ-রাইলি শ্রেণিবিন্যাস অনুযায়ী শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। FR I শ্রেণির রেডিও উজ্জ্বলতা কম এবং এদের কাঠামো অধিক প্রসারিত; FR II শ্রেণির রেডিও উজ্জ্বলতা বেশি। রেডিও উজ্জ্বলতা এবং কাঠামোর এই পারস্পরিক সম্পর্ক ইঙ্গিত দেয় যে এই দুই ধরনের গ্যালাক্সির উৎস ভিন্ন হতে পারে।^[114]

রেডিও গ্যালাক্সিগুলোকে জায়ান্ট রেডিও গ্যালাক্সি (GRGs) হিসেবেও শ্রেণীবদ্ধ করা যায়, যাদের রেডিও নিঃসরণ মেগাপারসেক (৩২.৬ লক্ষ আলোকবর্ষ) স্কেল পর্যন্ত বিস্তৃত হতে পারে। অ্যালসিওনিয়াস হলো একটি FR II শ্রেণির লো-এক্সাইটেশন রেডিও গ্যালাক্সি, যার সবচেয়ে বড় পর্যবেক্ষিত রেডিও নিঃসরণ রয়েছে এবং এর লোব কাঠামো ৫ মেগাপারসেক (১৬×১০^৬ ly) পর্যন্ত বিস্তৃত। তুলনামূলকভাবে, আরেকটি একই আকারের জায়ান্ট রেডিও গ্যালাক্সি হলো ৩সি ২৩৬, যার লোবগুলো ১৫ মিলিয়ন আলোকবর্ষ জুড়ে বিস্তৃত। তবে এটি লক্ষণীয় যে রেডিও নিঃসরণ সবসময় মূল গ্যালাক্সির অংশ হিসেবে বিবেচিত হয় না।^[115]

একটি জায়ান্ট রেডিও গ্যালাক্সি হলো এমন এক বিশেষ শ্রেণির বস্তু যা কেন্দ্রীয় গ্যালাক্সির সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল দ্বারা চালিত আপেক্ষিক জেট থেকে উৎপন্ন রেডিও লোবের উপস্থিতির জন্য পরিচিত। সাধারণ রেডিও গ্যালাক্সি থেকে জায়ান্ট রেডিও গ্যালাক্সিগুলো আলাদা, কারণ এগুলো অনেক বড় স্কেলে বিস্তৃত হতে পারে, যা তাদের হোস্ট গ্যালাক্সির ব্যাসের চেয়ে অনেক বেশি, কয়েক মেগাপারসেক পর্যন্ত পৌঁছাতে পারে।^[116]

একটি "সাধারণ" রেডিও গ্যালাক্সি সংজ্ঞায়িত করা হয় যেখানে রেডিও শক্তির উৎস কোনো সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল বা দানবীয় নিউট্রন তারা নয়; পরিবর্তে, এর নিঃসরণ সুপারনোভা দ্বারা ত্বরান্বিত আপেক্ষিক ইলেকট্রন থেকে উৎপন্ন সিনক্রোট্রন বিকিরণ থেকে আসে। এই উৎসগুলো তুলনামূলকভাবে স্বল্পস্থায়ী, যা সাধারণ রেডিও গ্যালাক্সি থেকে প্রাপ্ত রেডিও বর্ণালীকে নক্ষত্র গঠন অধ্যয়নের জন্য একটি বিশেষ ভালো উপায় করে তোলে।^[117]

সক্রিয় গ্যালাক্সি (Active galaxy)

মূল নিবন্ধ: Active galactic nucleus

কিছু পর্যবেক্ষণযোগ্য গ্যালাক্সিকে "সক্রিয়" হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয় যদি সেগুলোতে একটি সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস (AGN) থাকে।(Fraknoi et al., 2023, p. 906) গ্যালাক্সির মোট শক্তির একটি উল্লেখযোগ্য অংশ তার নক্ষত্র, ধূলিকণা এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম থেকে নয়, বরং সক্রিয় নিউক্লিয়াস থেকে নির্গত হয়। AGN-এর জন্য একাধিক শ্রেণিবিন্যাস এবং নামকরণের পদ্ধতি রয়েছে, তবে নিম্ন উজ্জ্বলতার পরিসরে থাকাগুলোকে সেফার্ট গ্যালাক্সি বলা হয়, আর যেগুলোর উজ্জ্বলতা হোস্ট গ্যালাক্সির চেয়ে অনেক বেশি, সেগুলোকে কোয়াসি-স্টেলার অবজেক্ট বা কোয়াসার বলা হয়। AGN-এর মডেলগুলো ইঙ্গিত দেয় যে তাদের আলোর একটি উল্লেখযোগ্য অংশ দূর-অবলোহিত কম্পাঙ্কে স্থানান্তরিত হয় কারণ নিউক্লিয়াসের অপটিক্যাল এবং অতিবেগুনী নিঃসরণ তার চারপাশের ধূলিকণা এবং গ্যাস দ্বারা শোষিত ও পুনঃনিঃসৃত হয়।^[118]

একটি সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস-এর আদর্শ মডেলটি গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় অঞ্চলে একটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল (SMBH)-এর চারপাশে গঠিত অ্যাক্রিশন ডিস্ক-এর ওপর ভিত্তি করে তৈরি। সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস থেকে বিকিরণ উৎপন্ন হয় যখন পদার্থ ডিস্ক থেকে ব্ল্যাক হোলের দিকে পতিত হওয়ার সময় তার মহাকর্ষীয় শক্তি থেকে শক্তি নির্গত হয়।(Fraknoi et al., 2023, pp. 907–915)^[119] AGN-এর উজ্জ্বলতা SMBH-এর ভর এবং পদার্থ পতিত হওয়ার হারের ওপর নির্ভর করে। এই গ্যালাক্সিগুলোর প্রায় ১০%-এ, এক জোড়া বিপরীতমুখী শক্তিশালী জেট আলোর গতিবেগ-এর কাছাকাছি বেগে গ্যালাক্সির কেন্দ্র থেকে কণা নির্গত করে। এই জেট তৈরির প্রক্রিয়াটি এখনো ভালোভাবে বোঝা যায়নি।^[120]

সেফার্ট গ্যালাক্সি (Seyfert galaxy)

মূল নিবন্ধ: Seyfert galaxy

সেফার্ট গ্যালাক্সি হলো কোয়াসারের পাশাপাশি সক্রিয় গ্যালাক্সিগুলোর দুটি বৃহত্তম গ্রুপের একটি। এদের কোয়াসারের মতো নিউক্লিয়াস (তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণের অত্যন্ত উজ্জ্বল, দূরবর্তী এবং প্রখর উৎস) রয়েছে যার পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা খুব বেশি; কিন্তু কোয়াসারের বিপরীতে, এদের হোস্ট গ্যালাক্সিগুলো স্পষ্টভাবে শনাক্তযোগ্য।^[121] টেলিস্কোপের মাধ্যমে দেখলে, একটি সেফার্ট গ্যালাক্সিকে কেন্দ্রের ওপর একটি উজ্জ্বল নক্ষত্রসহ সাধারণ গ্যালাক্সির মতো দেখায়। বর্ণালীতে পর্যবেক্ষিত কম্পাঙ্কের ওপর ভিত্তি করে সেফার্ট গ্যালাক্সিগুলোকে দুটি প্রধান উপপ্রকারে ভাগ করা হয়েছে।^[122]

কোয়াসার (Quasar)

মূল নিবন্ধ: Quasar

কোয়াসার হলো সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসের সবচেয়ে শক্তিশালী এবং দূরবর্তী সদস্য। অত্যন্ত উজ্জ্বল এই বস্তুগুলোকে প্রথমে রেডিও তরঙ্গ এবং দৃশ্যমান আলোসহ তড়িৎচৌম্বকীয় শক্তির উচ্চ রেডশিফট উৎস হিসেবে চিহ্নিত করা হয়েছিল, যা গ্যালাক্সির মতো প্রসারিত উৎসের চেয়ে নক্ষত্রের মতো বেশি দেখাত। এদের উজ্জ্বলতা মিল্কিওয়ের ১০০ গুণ হতে পারে।(Fraknoi et al., 2023, pp. 899–906) নিকটতম পরিচিত কোয়াসার, মার্কেরিয়ান ২৩১, পৃথিবী থেকে প্রায় ৫৮১ মিলিয়ন আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত,^[123] অন্যদিকে ইউএইচজেড১-এর মতো অন্যান্য কোয়াসার আবিষ্কৃত হয়েছে যা প্রায় ১৩.২ বিলিয়ন আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত।^[124]^[125] কোয়াসারগুলো এই ঘটনার প্রথম প্রদর্শন হিসেবে উল্লেখযোগ্য যে মহাকর্ষ আলোর জন্য লেন্স হিসেবে কাজ করতে পারে।^[126]

অন্যান্য AGN

ব্লেজার হলো এমন সক্রিয় গ্যালাক্সি যার একটি আপেক্ষিক জেট পৃথিবীর দিকে নির্দেশ করা থাকে। একটি রেডিও গ্যালাক্সি আপেক্ষিক জেট থেকে রেডিও কম্পাঙ্ক নির্গত করে। এই ধরনের সক্রিয় গ্যালাক্সিগুলোর একটি সমন্বিত মডেল পর্যবেক্ষকের অবস্থানের ওপর ভিত্তি করে তাদের পার্থক্য ব্যাখ্যা করে।^[120]

সম্ভবত সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসের (পাশাপাশি স্টারবার্স্ট অঞ্চলগুলোর) সাথে সম্পর্কিত হলো লো-আয়নাইজেশন নিউক্লিয়ার এমিশন-লাইন অঞ্চল (LINERs)। LINER-টাইপ গ্যালাক্সি থেকে নিঃসরণ মূলত দুর্বলভাবে আয়নিত উপাদান দ্বারা প্রভাবিত। দুর্বলভাবে আয়নিত রেখাগুলোর জন্য উত্তেজনার উৎসগুলোর মধ্যে রয়েছে পোস্ট-AGB নক্ষত্র, AGN এবং শক।^[127] নিকটবর্তী গ্যালাক্সিগুলোর প্রায় এক-তৃতীয়াংশকে LINER নিউক্লিয়াস ধারণকারী হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়।^[119]^[127]^[128]

লুমিনাস ইনফ্রারেড গ্যালাক্সি (Luminous infrared galaxy)

মূল নিবন্ধ: Luminous infrared galaxy

লুমিনাস ইনফ্রারেড গ্যালাক্সি (LIRGs) হলো এমন গ্যালাক্সি যাদের উজ্জ্বলতা—তড়িৎচৌম্বকীয় শক্তি আউটপুটের পরিমাপ—১০^১১ L☉ (সৌর উজ্জ্বলতা) এর বেশি। বেশিরভাগ ক্ষেত্রে, তাদের শক্তির সিংহভাগ আসে প্রচুর সংখ্যক তরুণ নক্ষত্র থেকে যা আশেপাশের ধূলিকণাকে উত্তপ্ত করে, যা পরবর্তীতে ইনফ্রারেড বা অবলোহিত রশ্মিতে শক্তি পুনঃনিঃসরণ করে। LIRG হওয়ার জন্য যথেষ্ট উজ্জ্বলতার জন্য অন্তত ১৮ M☉ yr⁻¹ নক্ষত্র গঠনের হার প্রয়োজন। আল্ট্রা-লুমিনাস ইনফ্রারেড গ্যালাক্সিগুলো (ULIRGs) অন্তত দশ গুণ বেশি উজ্জ্বল এবং >১৮০ M☉ yr⁻¹ হারে নক্ষত্র গঠন করে। অনেক LIRG একটি AGN থেকেও বিকিরণ নির্গত করে।^[129]^[130] ইনফ্রারেড গ্যালাক্সিগুলো অন্য সব তরঙ্গদৈর্ঘ্যের সম্মিলিত শক্তির চেয়ে ইনফ্রারেড রশ্মিতে বেশি শক্তি নির্গত করে, যার সর্বোচ্চ নিঃসরণ সাধারণত ৬০ থেকে ১০০ মাইক্রন তরঙ্গদৈর্ঘ্যে হয়। ধারণা করা হয় যে সর্পিল গ্যালাক্সিগুলোর শক্তিশালী মিথস্ক্রিয়া এবং একীভূতকরণের ফলে LIRG তৈরি হয়।^[131] যদিও স্থানীয় মহাবিশ্বে এগুলো অস্বাভাবিক, তবে মহাবিশ্ব যখন তরুণ ছিল তখন LIRG এবং ULIRG-এর আধিক্য ছিল।^[130]

ভৌত ব্যাস (Physical diameters)

গ্যালাক্সিগুলোর প্রকৃতিগতভাবে কোনো নির্দিষ্ট সীমানা নেই এবং এগুলো কেন্দ্র থেকে দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে নক্ষত্রের ঘনত্ব ধীরে ধীরে হ্রাস পাওয়ার মাধ্যমে চিহ্নিত হয়, যা তাদের প্রকৃত বিস্তৃতি পরিমাপ করা কঠিন করে তোলে। তবুও, গত কয়েক দশকে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা গ্যালাক্সির আকার নির্ধারণের জন্য বেশ কয়েকটি মানদণ্ড তৈরি করেছেন।

কৌণিক ব্যাস (Angular diameter)

১৯৩৬ সালে এডউইন হাবল-এর সময় থেকেই গ্যালাক্সির ব্যাস নির্ধারণের প্রচেষ্টা ছিল। প্রাথমিক প্রচেষ্টাগুলো গ্যালাক্সি দ্বারা উৎপন্ন পর্যবেক্ষিত কোণ এবং এর আনুমানিক দূরত্বের ওপর ভিত্তি করে ছিল, যা একটি কৌণিক ব্যাস (যাকে "মেট্রিক ব্যাস"-ও বলা হয়)-এর দিকে পরিচালিত করে।(Sandage, Kron, Longair, 1995, p. 43)

আইসোফোটাল ব্যাস (Isophotal diameter)

আইসোফোটাল ব্যাস (isophotal diameter) হলো একটি গ্যালাক্সির আপাত পৃষ্ঠ উজ্জ্বলতার ওপর ভিত্তি করে তার আকার পরিমাপের একটি প্রচলিত পদ্ধতি।^[132] আইসোফোট (Isophote) হলো কোনো চিত্রের—যেমন একটি গ্যালাক্সির ছবির—এমন বক্ররেখা যা সমান উজ্জ্বলতার বিন্দুগুলোকে সংযুক্ত করে এবং গ্যালাক্সির বিস্তৃতি নির্ধারণে কার্যকর। একটি গ্যালাক্সির আপাত উজ্জ্বলতা ফ্লাক্স প্রতি বর্গ আর্কসেকেন্ড-এ ম্যাগনিটিউড এককে (mag/arcsec²; কখনও কখনও mag arcsec⁻² হিসেবে প্রকাশ করা হয়) পরিমাপ করা হয়, যা আইসোফোটের উজ্জ্বলতার গভীরতা নির্ধারণ করে। এই এককটি কীভাবে কাজ করে তা বোঝাতে বলা যায়, একটি সাধারণ গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় অঞ্চলে উজ্জ্বলতা ফ্লাক্স থাকে ১৮ mag/arcsec²। এই উজ্জ্বলতা আকাশের এক বর্গ আর্কসেকেন্ড এলাকায় সমানভাবে ছড়িয়ে থাকা ১৮তম ম্যাগনিটিউডের একটি কাল্পনিক বিন্দু বস্তুর (যেমন একটি নক্ষত্র) আলোর সমতুল্য।^[133] আইসোফোটাল ব্যাস সাধারণত নীল B-ব্যান্ডে ২৫ mag/arcsec² পর্যন্ত সমস্ত আলোকে অন্তর্ভুক্তকারী অঞ্চল হিসেবে সংজ্ঞায়িত করা হয়,^[134] যাকে D₂₅ মানদণ্ড বলা হয়।^[135]

আইসোফোটাল ব্যাসের উদাহরণ (২৫.০ B-mag/arcsec² আইসোফোট)
গ্যালাক্সি	ব্যাস	তথ্যসূত্র
Large Magellanic Cloud	9.96 kpc	^[136]
Milky Way	26.8 kpc	^[9]
Messier 87	40.55 kpc	^[137]
Andromeda Galaxy	46.58 kpc	^[138]

কার্যকর ব্যাসার্ধ (হাফ-লাইট) এবং এর প্রকরণসমূহ

হাফ-লাইট ব্যাসার্ধ (যা কার্যকর ব্যাসার্ধ বা R_e নামেও পরিচিত) হলো এমন একটি পরিমাপ যা গ্যালাক্সির সামগ্রিক উজ্জ্বলতা ফ্লাক্সের ওপর ভিত্তি করে নির্ধারিত হয়। এটি সেই ব্যাসার্ধ যার ভেতরে গ্যালাক্সির মোট উজ্জ্বলতা ফ্লাক্সের অর্ধেক বা ৫০% নির্গত হয়। এটি প্রথম ১৯৪৮ সালে জেরার্ড ডি ভকুলেয়ার্স (Gérard de Vaucouleurs) প্রস্তাব করেছিলেন।^[139] ৫০% ব্যবহারের সিদ্ধান্তটি ছিল স্বেচ্ছাচারী, কিন্তু এটি ১৯৬৩ সালে আর. এ. ফিশের (R. A. Fish) পরবর্তী কাজগুলোতে কার্যকর প্রমাণিত হয়,^[140] যেখানে তিনি একটি উজ্জ্বলতা ঘনত্বের সূত্র প্রতিষ্ঠা করেন যা উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সির উজ্জ্বলতা এবং তাদের নিজ নিজ R_e-এর মধ্যে সম্পর্ক স্থাপন করে। এছাড়া ১৯৬৮ সালে হোসে লুইস সারসিক (José Luis Sérsic) গ্যালাক্সিতে ভর-ব্যাসার্ধের সম্পর্ক সংজ্ঞায়িত করেন।^[141]^[132]

R_e সংজ্ঞায়িত করার সময়, গ্যালাক্সির সামগ্রিক উজ্জ্বলতা ফ্লাক্স ক্যাপচার করা প্রয়োজন। ২০০০ সালে বারশ্যাডি (Bershady) একটি পদ্ধতি প্রস্তাব করেন, যেখানে একটি স্বেচ্ছায় নির্বাচিত ব্যাসার্ধের উজ্জ্বলতা ফ্লাক্স (যাকে স্থানীয় ফ্লাক্স বলা হয়) এবং সামগ্রিক গড় ফ্লাক্সের অনুপাত ০.২ হলে, সেই ব্যাসার্ধের দ্বিগুণ পরিমাপ করার পরামর্শ দেওয়া হয়।^[142] হাফ-লাইট ব্যাসার্ধ ব্যবহার করে গ্যালাক্সির আকারের একটি মোটামুটি ধারণা পাওয়া যায়, তবে এটি গ্যালাক্সির অঙ্গসংস্থানবিদ্যা (morphology) নির্ধারণে খুব একটা সহায়ক নয়।^[143]

এই পদ্ধতির বিভিন্ন প্রকরণ বিদ্যমান। বিশেষ করে, ইএসও-উপসালা ক্যাটালগ অফ গ্যালাক্সিস (ESO-Uppsala Catalogue of Galaxies)-এ গ্যালাক্সির ব্যাস গণনা করার জন্য মোট নীল আলোর (B-ব্যান্ড নির্দিষ্ট ফিল্টারের মাধ্যমে শনাক্তকৃত আলো) ৫০%, ৭০% এবং ৯০% মান ব্যবহার করা হয়েছে।^[144]

পেট্রোসিয়ান ম্যাগনিটিউড

১৯৭৬ সালে ভাহে পেট্রোসিয়ান (Vahe Petrosian) প্রথম এটি বর্ণনা করেন,^[145] এবং এই পদ্ধতির একটি পরিবর্তিত সংস্করণ স্লোয়ান ডিজিটাল স্কাই সার্ভে (SDSS) দ্বারা ব্যবহৃত হয়েছে। এই পদ্ধতিটি এমন একটি গ্যালাক্সির ওপর গাণিতিক মডেল প্রয়োগ করে যার ব্যাসার্ধ তার উজ্জ্বলতা ফ্লাক্সের অ্যাজিমুথালি (অনুভূমিকভাবে) গড় প্রোফাইল দ্বারা নির্ধারিত হয়। বিশেষ করে, এসডিএসএস (SDSS) আর-ব্যান্ডে (দৃশ্যমান বর্ণালীর লাল অংশে ৬৫৮ ন্যানোমিটার) পেট্রোসিয়ান ম্যাগনিটিউড ব্যবহার করেছে, যাতে গ্যালাক্সির উজ্জ্বলতা ফ্লাক্স যতটা সম্ভব ক্যাপচার করা যায় এবং একই সাথে পটভূমির শব্দের (background noise) প্রভাব কমানো যায়। যে গ্যালাক্সির উজ্জ্বলতা প্রোফাইল সূচকীয় (exponential), সেটির ক্ষেত্রে সমস্ত উজ্জ্বলতা ফ্লাক্স ক্যাপচার করা সম্ভব বলে আশা করা হয়, এবং যে গ্যালাক্সিগুলো ডি ভকুলেয়ার্স সূত্র (de Vaucouleurs's law) অনুসরণ করে, তাদের ক্ষেত্রে ৮০% ক্যাপচার করা সম্ভব।^[146]

পেট্রোসিয়ান ম্যাগনিটিউডের সুবিধা হলো এটি রেডশিফট এবং দূরত্বের ওপর নির্ভরশীল নয়, যা গ্যালাক্সির আপাত আকার পরিমাপের সুযোগ দেয়, কারণ পেট্রোসিয়ান ব্যাসার্ধ গ্যালাক্সির সামগ্রিক উজ্জ্বল ফ্লাক্সের পরিপ্রেক্ষিতে সংজ্ঞায়িত।^[147]

ইনফ্রারেড প্রসেসিং অ্যান্ড অ্যানালাইসিস সেন্টার (Infrared Processing and Analysis Center) এই পদ্ধতির একটি প্রাথমিক সংস্করণের সমালোচনা করেছে,^[148] কারণ এই পদ্ধতিতে আইসোফোটাল ব্যাসের তুলনায় ভুলের মাত্রা (১০% পর্যন্ত) বেশি হতে পারে। পেট্রোসিয়ান ম্যাগনিটিউড ব্যবহারের আরেকটি অসুবিধা হলো, এটি পেট্রোসিয়ান অ্যাপারচারের বাইরের বেশিরভাগ আলোকে বাদ দেয়, যা গ্যালাক্সির সামগ্রিক উজ্জ্বলতা প্রোফাইলের সাপেক্ষে সংজ্ঞায়িত। এটি বিশেষ করে উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সির ক্ষেত্রে ঘটে, যেখানে উচ্চ দূরত্ব এবং রেডশিফটে সিগন্যাল-টু-নয়েজ অনুপাত বেশি থাকে।^[149] ২০০৫ সালে গ্রাহাম (Graham) এবং তার সহযোগীরা এই পদ্ধতির জন্য একটি সংশোধন প্রকাশ করেন, যা গ্যালাক্সিগুলো সারসিকের সূত্র (Sérsic's law) অনুসরণ করে—এই ধারণার ওপর ভিত্তি করে তৈরি।^[147]

নিয়ার-ইনফ্রারেড পদ্ধতি

এই পদ্ধতিটি 2MASS দ্বারা ব্যবহৃত হয়েছে, যা পূর্বে ব্যবহৃত আইসোফোটাল পরিমাপ পদ্ধতির একটি অভিযোজন। যেহেতু 2MASS নিয়ার-ইনফ্রারেড অঞ্চলে কাজ করে, যার সুবিধা হলো এটি অনুজ্জ্বল, শীতল এবং পুরোনো নক্ষত্রগুলোকে শনাক্ত করতে পারে, তাই এটি অন্যান্য পদ্ধতির তুলনায় ভিন্ন দৃষ্টিভঙ্গি গ্রহণ করে যা সাধারণত B-ফিল্টার ব্যবহার করে। 2MASS দ্বারা ব্যবহৃত পদ্ধতির বিস্তারিত বিবরণ জ্যারেট (Jarrett) এবং তার সহযোগীদের একটি নথিতে বিশদভাবে বর্ণনা করা হয়েছে, যেখানে জরিপটি বেশ কয়েকটি প্যারামিটার পরিমাপ করে।^[150]

স্ট্যান্ডার্ড অ্যাপারচার উপবৃত্ত (শনাক্তকরণ এলাকা) ২০ mag/arcsec²-এর K_s ব্যান্ডে (প্রায় ২.২ μm তরঙ্গদৈর্ঘ্য) ইনফ্রারেড আইসোফোট দ্বারা সংজ্ঞায়িত হয়। গ্যালাক্সির সামগ্রিক উজ্জ্বল ফ্লাক্স সংগ্রহের জন্য অন্তত চারটি পদ্ধতি ব্যবহার করা হয়েছে: প্রথমটি হলো কেন্দ্র থেকে ৭ আর্কসেকেন্ড পর্যন্ত বিস্তৃত একটি বৃত্তাকার অ্যাপারচার, ২০ mag/arcsec²-এ একটি আইসোফোট, রেডিয়াল আলোক বিন্যাস দ্বারা সংজ্ঞায়িত একটি "মোট" অ্যাপারচার যা গ্যালাক্সির সম্ভাব্য বিস্তৃতি কভার করে, এবং ক্রন অ্যাপারচার (যা প্রথম-মুহূর্তের ব্যাসার্ধের ২.৫ গুণ হিসেবে সংজ্ঞায়িত, যা "মোট" অ্যাপারচারের ফ্লাক্সের একটি ইন্টিগ্রেশন)।^[150]

বৃহত্তর কাঠামোগত বিন্যাস

মূল নিবন্ধ: Observable universe#Large-scale structure, Galaxy filament, Galaxy groups and clusters

ডিপ-স্কাই জরিপগুলো দেখায় যে গ্যালাক্সিগুলো প্রায়শই দলবদ্ধভাবে এবং ক্লাস্টারে পাওয়া যায়। গত কয়েক বিলিয়ন বছরে তুলনামূলক ভরের অন্যান্য গ্যালাক্সির সাথে উল্লেখযোগ্যভাবে মিথস্ক্রিয়া করেনি এমন একাকী গ্যালাক্সি বেশ বিরল।^[151] জরিপকৃত গ্যালাক্সিগুলোর মাত্র ৫% এই অর্থে বিচ্ছিন্ন।^[152]^[153] তবে, তারা অতীতে অন্যান্য গ্যালাক্সির সাথে মিথস্ক্রিয়া করেছে এবং এমনকি একত্রিতও হয়েছে,^[154] এবং এখনও ছোট উপগ্রহ গ্যালাক্সি দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকতে পারে।^[155]

বৃহত্তম স্কেলে, মহাবিশ্ব ক্রমাগত প্রসারিত হচ্ছে, যার ফলে পৃথক গ্যালাক্সিগুলোর মধ্যে দূরত্বের গড় বৃদ্ধি ঘটছে (দেখুন হাবলের সূত্র)। গ্যালাক্সির সমিতিগুলো তাদের পারস্পরিক মহাকর্ষীয় আকর্ষণের মাধ্যমে স্থানীয় স্কেলে এই প্রসারণকে অতিক্রম করতে পারে। এই সমিতিগুলো খুব আগেই গঠিত হয়েছিল, যখন ডার্ক ম্যাটারের পিণ্ডগুলো তাদের নিজ নিজ গ্যালাক্সিগুলোকে একত্রিত করেছিল। নিকটবর্তী গ্রুপগুলো পরবর্তীতে একত্রিত হয়ে বৃহত্তর ক্লাস্টার গঠন করে। এই চলমান একত্রীকরণ প্রক্রিয়া, সেইসাথে বাইরের গ্যাসের আগমন, ক্লাস্টারের আন্তঃগ্যালাকটিক গ্যাসকে ৩০-১০০ মেগাকেলভিন তাপমাত্রায় উত্তপ্ত করে।^[156] একটি ক্লাস্টারের ভরের প্রায় ৭০-৮০% ডার্ক ম্যাটার হিসেবে থাকে, ১০-৩০% এই উত্তপ্ত গ্যাস নিয়ে গঠিত এবং বাকি কয়েক শতাংশ গ্যালাক্সি হিসেবে থাকে।^[157]

বেশিরভাগ গ্যালাক্সি মহাকর্ষীয়ভাবে অন্যান্য গ্যালাক্সির সাথে আবদ্ধ। এগুলো ক্লাস্টারযুক্ত কাঠামোর একটি ফ্র্যাক্টাল-সদৃশ শ্রেণিবদ্ধ বিন্যাস গঠন করে, যার ক্ষুদ্রতম সমিতিগুলোকে গ্রুপ বলা হয়। গ্যালাক্সির একটি গ্রুপ হলো গ্যালাকটিক ক্লাস্টারের সবচেয়ে সাধারণ ধরন; এই গঠনগুলোতে মহাবিশ্বের বেশিরভাগ গ্যালাক্সি (পাশাপাশি বেশিরভাগ ব্যারিওনিক ভর) বিদ্যমান।^[158]^[159] এই ধরনের গ্রুপের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ থাকার জন্য, প্রতিটি সদস্য গ্যালাক্সির গতি যথেষ্ট কম হতে হবে যাতে তারা পালিয়ে যেতে না পারে (দেখুন ভিরিয়াল উপপাদ্য)। যদি পর্যাপ্ত গতিশক্তি না থাকে, তবে গ্রুপটি একত্রীকরণের মাধ্যমে গ্যালাক্সির সংখ্যা কমিয়ে বিবর্তিত হতে পারে।^[160]

গ্যালাক্সির ক্লাস্টারগুলো শত শত থেকে হাজার হাজার গ্যালাক্সি নিয়ে গঠিত যা মহাকর্ষ দ্বারা আবদ্ধ।^[161] গ্যালাক্সির ক্লাস্টারগুলো প্রায়শই একটি একক বিশাল উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি দ্বারা প্রভাবিত হয়, যা সবচেয়ে উজ্জ্বল ক্লাস্টার গ্যালাক্সি (brightest cluster galaxy) নামে পরিচিত। এটি সময়ের সাথে সাথে জোয়ারের বল (tidal force) দ্বারা তার উপগ্রহ গ্যালাক্সিগুলোকে ধ্বংস করে এবং তাদের ভর নিজের সাথে যুক্ত করে।^[162]

সুপারক্লাস্টারগুলোতে হাজার হাজার গ্যালাক্সি থাকে, যা ক্লাস্টার, গ্রুপ এবং কখনও কখনও পৃথকভাবে পাওয়া যায়। সুপারক্লাস্টার স্কেলে, গ্যালাক্সিগুলো বিশাল শূন্যস্থানের চারপাশে চাদর এবং ফিলামেন্ট আকারে সাজানো থাকে।^[164] এই স্কেলের উপরে, মহাবিশ্বকে সব দিকে একই রকম (আইসোট্রপিক এবং সমজাতীয়) মনে হয়,^[165] যদিও সাম্প্রতিক বছরগুলোতে এই স্কেলকে অতিক্রমকারী বিশাল কাঠামোর অসংখ্য আবিষ্কারের ফলে এই ধারণাটি চ্যালেঞ্জের মুখে পড়েছে। হারকিউলিস-করোনা বোরিয়ালিস গ্রেট ওয়াল (Hercules–Corona Borealis Great Wall), যা বর্তমানে মহাবিশ্বের আবিষ্কৃত বৃহত্তম কাঠামো, ১০ বিলিয়ন আলোকবর্ষ (তিন গিগাপারসেক) দীর্ঘ।^[166]^[167]^[168]

মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সি লোকাল গ্রুপ নামক একটি সমিতির সদস্য, যা গ্যালাক্সির একটি অপেক্ষাকৃত ছোট গ্রুপ এবং এর ব্যাস প্রায় এক মেগাপারসেক। মিল্কি ওয়ে এবং অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি এই গ্রুপের দুটি উজ্জ্বলতম গ্যালাক্সি; অন্যান্য সদস্য গ্যালাক্সিগুলোর মধ্যে অনেকগুলোই এই দুটির বামন উপগ্রহ।^[169] লোকাল গ্রুপ নিজেই ভার্গো সুপারক্লাস্টার-এর মধ্যে একটি মেঘ-সদৃশ কাঠামোর অংশ, যা ভার্গো ক্লাস্টারকে কেন্দ্র করে গ্যালাক্সির গ্রুপ এবং ক্লাস্টারের একটি বিশাল, বিস্তৃত কাঠামো।^[170] পরিবর্তে, ভার্গো সুপারক্লাস্টার হলো লানিয়াকিয়া সুপারক্লাস্টার-এর একটি অংশ।^[171]

চৌম্বক ক্ষেত্র

গ্যালাক্সিগুলোর নিজস্ব চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে। একটি গ্যালাক্সির চৌম্বক ক্ষেত্র তার গতিশীলতাকে বিভিন্ন উপায়ে প্রভাবিত করে, যার মধ্যে সর্পিল বাহুর গঠন এবং গ্যাস মেঘে কৌণিক ভরবেগ পরিবহন অন্তর্ভুক্ত। পরবর্তী প্রভাবটি বিশেষভাবে গুরুত্বপূর্ণ, কারণ এটি সেই মেঘগুলোর মহাকর্ষীয় পতনের জন্য এবং এইভাবে নক্ষত্র গঠনের জন্য একটি প্রয়োজনীয় উপাদান।^[172]

সর্পিল গ্যালাক্সিগুলোর জন্য সাধারণ গড় ইকুইপার্টিশন শক্তি প্রায় ১০ μG (মাইক্রোগাউস) বা ১ ন্যানোটেসলা (nT)। তুলনামূলকভাবে, পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্রের গড় শক্তি প্রায় ০.৩ গাউস (G) বা ৩০ মাইক্রোটেসলা (μT)। মিল্কি ওয়ের প্রতিবেশী M31 এবং M33-এর মতো রেডিও-ম্লান গ্যালাক্সিগুলোর ক্ষেত্র দুর্বল (প্রায় ৫ μG), যেখানে M51, M83 এবং NGC 6946-এর মতো উচ্চ নক্ষত্র গঠনের হার সম্পন্ন গ্যাস-সমৃদ্ধ গ্যালাক্সিগুলোর গড় ১৫ μG। বিশিষ্ট সর্পিল বাহুগুলোতে, যেখানে শীতল গ্যাস এবং ধূলিকণা ঘনীভূত থাকে, সেখানে ক্ষেত্রের শক্তি ২৫ μG পর্যন্ত হতে পারে। সবচেয়ে শক্তিশালী মোট ইকুইপার্টিশন ক্ষেত্র (৫০-১০০ μG) পাওয়া গেছে স্টারবার্স্ট গ্যালাক্সিগুলোতে—উদাহরণস্বরূপ, M82 এবং অ্যান্টেনা গ্যালাক্সিগুলোতে; এবং নিউক্লিয়ার স্টারবার্স্ট অঞ্চলে, যেমন NGC 1097 এবং অন্যান্য দণ্ডায়মান সর্পিল গ্যালাক্সির কেন্দ্রে।^[172]

গঠন এবং বিবর্তন

মূল নিবন্ধ: Galaxy formation and evolution

গঠন

প্রাথমিক মহাবিশ্বে গ্যালাক্সি গঠনের বর্তমান মডেলগুলো ΛCDM মডেলের ওপর ভিত্তি করে তৈরি। বিগ ব্যাং-এর প্রায় ৩,০০,০০০ বছর পর, পুনঃসংযোগ (recombination) নামক একটি ঘটনার মাধ্যমে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম পরমাণু গঠিত হতে শুরু করে। প্রায় সমস্ত হাইড্রোজেন ছিল নিরপেক্ষ (অ-আয়নিত) এবং সহজেই আলোকে শোষণ করত, এবং তখনও কোনো নক্ষত্র গঠিত হয়নি। ফলস্বরূপ, এই সময়কালকে "অন্ধকার যুগ" বলা হয়। এই আদিম পদার্থের ঘনত্বের ওঠানামা (বা অ্যানাইসোট্রপিক অনিয়ম) থেকেই কাঠামোগত গঠন দেখা দিতে শুরু করে। ফলস্বরূপ, ঠান্ডা ডার্ক ম্যাটার হ্যালো-র মধ্যে ব্যারিওনিক পদার্থের ভর ঘনীভূত হতে শুরু করে।^[174]^[175] এই আদিম কাঠামো গ্যাসগুলোকে প্রোটোগ্যালাক্সিতে ঘনীভূত হতে দেয়, যা ছিল বিশাল আকারের গ্যাস মেঘ এবং প্রথম গ্যালাক্সিগুলোর পূর্বসূরি।^[176]6

গ্যাস যখন ডার্ক ম্যাটার হ্যালো বা অন্ধকার পদার্থের বলয়ের মহাকর্ষের টানে ভেতরে পড়তে থাকে, তখন এর চাপ ও তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায়। আরও ঘনীভূত হওয়ার জন্য গ্যাসকে শক্তি বিকিরণ করতে হয়। মহাবিশ্বের শুরুর দিকে এই প্রক্রিয়াটি ছিল ধীর, কারণ তখন হাইড্রোজেন পরমাণু ও অণুর আধিক্য ছিল, যা ভারী মৌলগুলোর তুলনায় অদক্ষ বিকিরণকারী। গ্যাসের পিণ্ডগুলো একত্রিত হয়ে ঘূর্ণায়মান চাকতি বা ডিস্ক তৈরি করার সাথে সাথে তাপমাত্রা ও চাপ ক্রমাগত বাড়তে থাকে। চাকতির ভেতরের কিছু স্থান নক্ষত্র গঠনের জন্য যথেষ্ট ঘনত্বের পর্যায়ে পৌঁছে যায়।

একবার প্রোটোগ্যালাক্সিগুলো গঠিত ও সংকুচিত হতে শুরু করলে, সেগুলোর ভেতরে প্রথম হ্যালো নক্ষত্র বা পপুলেশন III নক্ষত্র আবির্ভূত হয়।^[177] এগুলো গঠিত হয়েছিল আদিম গ্যাস দিয়ে, যা প্রায় সম্পূর্ণভাবে হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম দ্বারা তৈরি ছিল। প্রথম নক্ষত্রগুলো থেকে নির্গত বিকিরণ অবশিষ্ট গ্যাসকে উত্তপ্ত করে অতিরিক্ত নক্ষত্র গঠনে সহায়তা করে; প্রথম প্রজন্মের নক্ষত্র থেকে নির্গত অতিবেগুনি রশ্মি চারপাশের নিরপেক্ষ হাইড্রোজেনকে আয়োনিত করে প্রসারমান গোলক তৈরি করে, যা শেষ পর্যন্ত পুরো মহাবিশ্বে ছড়িয়ে পড়ে। এই ঘটনাকে পুনরায়নীকরণ (reionization) বলা হয়।^[178] সবচেয়ে বিশাল নক্ষত্রগুলো প্রচণ্ড সুপারনোভা বিস্ফোরণে ধ্বংস হয়ে ভারী মৌলগুলোকে ("ধাতু") আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম-এ ছড়িয়ে দেয়।^[179]^[176]14 এই ধাতব উপাদানগুলো পরবর্তীতে পপুলেশন II নক্ষত্র-র মধ্যে অন্তর্ভুক্ত হয়।^[180]

প্রাথমিক গ্যালাক্সি গঠনের তাত্ত্বিক মডেলগুলো বিপুল সংখ্যক ও বৈচিত্র্যময় অত্যাধুনিক জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে যাচাই ও সমৃদ্ধ করা হয়েছে।^[176]43 ফটোমেট্রিক পর্যবেক্ষণের ক্ষেত্রে সাধারণত বর্ণালীবীক্ষণ বা স্পেকট্রোস্কোপিক নিশ্চিতকরণের প্রয়োজন হয়, কারণ অনেকগুলো প্রক্রিয়ার কারণে পদ্ধতিগত ত্রুটি দেখা দিতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, জেমস ওয়েব স্পেস টেলিস্কোপ (JWST) দ্বারা করা একটি উচ্চ রেডশিফ্ট (z ~ 16) ফটোমেট্রিক পর্যবেক্ষণ পরবর্তীতে সংশোধন করে z ~ 5-এর কাছাকাছি বলে নির্ণয় করা হয়েছিল।^[181] তবুও, JWST এবং অন্যান্য মানমন্দির থেকে নিশ্চিত পর্যবেক্ষণগুলো জমা হচ্ছে, যা প্রাথমিক গ্যালাক্সিগুলোর সাথে তত্ত্বের পূর্বাভাসের পদ্ধতিগত তুলনা করার সুযোগ করে দিচ্ছে।^[182]

প্রাথমিক গ্যালাক্সিগুলোতে স্বতন্ত্র পপুলেশন III নক্ষত্রের প্রমাণ পাওয়া আরও চ্যালেঞ্জিং। এমনকি আপাতদৃষ্টিতে নিশ্চিত স্পেকট্রোস্কোপিক প্রমাণও অন্য কোনো উৎস থেকে উদ্ভূত হতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ৬.৬০ রেডশিফ্ট মান বিশিষ্ট Cosmos Redshift 7 গ্যালাক্সিতে পপুলেশন III নক্ষত্র-র উপস্থিতির প্রমাণ হিসেবে He_II নির্গমনের কথা জানিয়েছিলেন।^[183] পরবর্তী পর্যবেক্ষণগুলোতে^[184] ধাতব নির্গমন রেখা, O_III পাওয়া যায়, যা প্রাথমিক গ্যালাক্সির নক্ষত্রের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ নয়।^[177]108

বিবর্তন

একবার নক্ষত্র গঠিত হতে শুরু করলে, বিকিরণ নির্গত করলে এবং কিছু ক্ষেত্রে বিস্ফোরিত হলে, গ্যালাক্সি গঠনের প্রক্রিয়াটি অত্যন্ত জটিল হয়ে ওঠে, যার মধ্যে মহাকর্ষ, বিকিরণ এবং তাপশক্তির মিথস্ক্রিয়া জড়িত থাকে। অনেক খুঁটিনাটি বিষয় এখনও খুব কম বোঝা গেছে।(Longair, 2008, p. 583)

একটি গ্যালাক্সি গঠনের এক বিলিয়ন বছরের মধ্যে মূল কাঠামো দৃশ্যমান হতে শুরু করে।^[186] গোলাকার ক্লাস্টার (globular clusters), কেন্দ্রীয় সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল এবং ধাতু-দরিদ্র পপুলেশন II নক্ষত্র-র একটি গ্যালাকটিক বাল্জ গঠিত হয়। একটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোলের সৃষ্টি গ্যালাক্সির বৃদ্ধিতে সক্রিয়ভাবে নিয়ন্ত্রণকারী ভূমিকা পালন করে, যা অতিরিক্ত পদার্থের মোট পরিমাণ সীমিত রাখে।^[187] এই প্রাথমিক যুগে, গ্যালাক্সিগুলো নক্ষত্র গঠনের একটি বড় বিস্ফোরণের মধ্য দিয়ে যায়।^[188]

পরবর্তী দুই বিলিয়ন বছর ধরে, সঞ্চিত পদার্থ একটি গ্যালাকটিক ডিস্ক-এ থিতু হয়।^[189] একটি গ্যালাক্সি তার জীবনকাল জুড়ে উচ্চ-গতির মেঘ (high-velocity clouds) এবং বামন গ্যালাক্সি থেকে আসা পদার্থ শোষণ করতে থাকে।^[190] এই পদার্থ মূলত হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম। নক্ষত্রের জন্ম ও মৃত্যুর চক্র ধীরে ধীরে ভারী মৌলের প্রাচুর্য বৃদ্ধি করে, যা শেষ পর্যন্ত গ্রহ গঠনের সুযোগ করে দেয়।^[191]

গ্যালাক্সিতে নক্ষত্র গঠনের হার তাদের স্থানীয় পরিবেশের ওপর নির্ভর করে। বিচ্ছিন্ন 'ভয়েড' গ্যালাক্সিগুলোতে নক্ষত্র ভরের প্রতি হারে নক্ষত্র গঠনের হার সবচেয়ে বেশি, যেখানে সর্পিল গ্যালাক্সির সাথে যুক্ত 'ফিল্ড' গ্যালাক্সিগুলোতে এই হার কম এবং ঘন ক্লাস্টারের গ্যালাক্সিগুলোতে এই হার সর্বনিম্ন।^[192]

গ্যালাক্সির বিবর্তন মিথস্ক্রিয়া এবং সংঘর্ষের দ্বারা উল্লেখযোগ্যভাবে প্রভাবিত হতে পারে। প্রাথমিক যুগে গ্যালাক্সির একত্রীকরণ (mergers) সাধারণ ছিল এবং অধিকাংশ গ্যালাক্সির গঠন ছিল অদ্ভুত।^[193] নক্ষত্রগুলোর মধ্যবর্তী দূরত্বের কারণে, সংঘর্ষরত গ্যালাক্সিগুলোর অধিকাংশ নাক্ষত্রিক সিস্টেমই অক্ষত থাকে। তবে, সর্পিল বাহু গঠনকারী আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস ও ধূলিকণার মহাকর্ষীয় অপসারণের ফলে নক্ষত্রের একটি দীর্ঘ সারি তৈরি হয়, যা টাইডাল টেইল (tidal tails) নামে পরিচিত। এই ধরনের গঠনের উদাহরণ NGC 4676^[194] বা অ্যান্টেনা গ্যালাক্সি-তে দেখা যায়।^[195]

মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সি এবং নিকটবর্তী অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি একে অপরের দিকে প্রায় ১৩০ কিমি/সেকেন্ড বেগে এগিয়ে আসছে এবং পার্শ্বীয় গতির ওপর নির্ভর করে, পাঁচ থেকে ছয় বিলিয়ন বছরের মধ্যে এদের সংঘর্ষ হতে পারে। যদিও মিল্কিওয়ে এর আগে অ্যান্ড্রোমিডার মতো বড় কোনো গ্যালাক্সির সাথে সংঘর্ষে জড়ায়নি, তবে অতীতে এটি অন্যান্য গ্যালাক্সির সাথে সংঘর্ষ ও একীভূত হয়েছে।^[196] মহাজাগতিক সিমুলেশন নির্দেশ করে যে, ১১ বিলিয়ন বছর আগে এটি একটি বিশাল গ্যালাক্সির সাথে একীভূত হয়েছিল, যাকে ক্রাকেন গ্যালাক্সি (Kraken) নাম দেওয়া হয়েছে।^[197]^[198]

এই ধরনের বড় আকারের মিথস্ক্রিয়া বিরল। সময়ের সাথে সাথে, সমান আকারের দুটি সিস্টেমের একীভূত হওয়া কম সাধারণ হয়ে ওঠে। অধিকাংশ উজ্জ্বল গ্যালাক্সি গত কয়েক বিলিয়ন বছর ধরে মূলত অপরিবর্তিত রয়েছে এবং নক্ষত্র গঠনের নিট হার সম্ভবত দশ বিলিয়ন বছর আগে সর্বোচ্চ পর্যায়ে পৌঁছেছিল।^[199]

ভবিষ্যতের প্রবণতা

মূল নিবন্ধ: Future of an expanding universe

মিল্কিওয়ে-র মতো সর্পিল গ্যালাক্সিগুলো ততক্ষণ পর্যন্ত নতুন প্রজন্মের নক্ষত্র তৈরি করে যতক্ষণ তাদের সর্পিল বাহুতে আন্তঃনাক্ষত্রিক হাইড্রোজেনের ঘন আণবিক মেঘ থাকে।^[200] উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সিগুলোতে এই গ্যাসের অভাব রয়েছে, তাই সেখানে নতুন নক্ষত্র খুব কম তৈরি হয়।^[201] নক্ষত্র গঠনের উপাদানের সরবরাহ সীমিত; একবার নক্ষত্রগুলো উপলব্ধ হাইড্রোজেনকে ভারী মৌলে রূপান্তরিত করে ফেললে, নতুন নক্ষত্র গঠন শেষ হয়ে যাবে।^[202]^[203]

বর্তমান নক্ষত্র গঠনের যুগ আরও একশ বিলিয়ন বছর পর্যন্ত চলতে পারে বলে আশা করা হচ্ছে এবং এরপর প্রায় দশ ট্রিলিয়ন থেকে একশ ট্রিলিয়ন বছর (১০^১৩–১০^১৪ বছর) পর "নাক্ষত্রিক যুগ" শেষ হয়ে যাবে, কারণ দৃশ্যমান মহাবিশ্বের ক্ষুদ্রতম ও দীর্ঘজীবী নক্ষত্র, ছোট লাল বামন (red dwarfs) গুলো ম্লান হতে শুরু করবে। নাক্ষত্রিক যুগের শেষে, গ্যালাক্সিগুলো কম্প্যাক্ট অবজেক্ট দ্বারা গঠিত হবে: বাদামী বামন (brown dwarfs), শীতল বা ঠান্ডা সাদা বামন ("কালো বামন"), নিউট্রন নক্ষত্র এবং ব্ল্যাক হোল। শেষ পর্যন্ত, মহাকর্ষীয় শিথিলকরণ (gravitational relaxation)-এর ফলে, সমস্ত নক্ষত্র হয় কেন্দ্রীয় সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোলে পতিত হবে অথবা সংঘর্ষের ফলে আন্তঃগ্যালাকটিক মহাকাশে নিক্ষিপ্ত হবে।^[202]^[204]

আরও দেখুন

নোট

↑ রাইট মিল্কি ওয়ে-কে ভর্টেক্স ম্যাগনাস (গ্রেট হুইরলপুল) বলে অভিহিত করেছিলেন এবং এর ব্যাস ৮.৬৪×১০^১২ মাইল (১৩.৯×১০^১২ কিমি) অনুমান করেছিলেন।(Wright, 1750, p. 73)

তথ্যসূত্র

^[1]

^[2]

^[5]

^[6]

^[7]

^[8]

↑ ^1.0 ^1.1 (Sparke, Gallagher, 2000, p. i)
↑ ^2.0 ^2.1 (August 12, 2006). NASA Finds Direct Proof of Dark Matter. NASA.
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named SPC-20220211
↑ (2008). A common mass scale for satellite galaxies of the Milky Way. Nature. 454 (7208) 1096–1097. doi:10.1038/nature07222.
↑ ^5.0 ^5.1
(June 16, 2003). UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected. University of Florida.
- Based on: (2003). "HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies". The Astronomical Journal. 125 (6) 2936–2950. doi:10.1086/374992.
↑ ^6.0 ^6.1 ^6.2 Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas. Infrared Processing and Analysis Center.
↑ ^7.0 ^7.1 Chemla, Sarah. (January 14, 2021). Astronomers were wrong about the number of galaxies in universe. The Jerusalem Post.
↑ ^8.0 ^8.1 Saunders, Toby. (July 25, 2023). How many galaxies are in the Universe? A lot more than you'd think. BBC Science Focus.
↑ ^9.0 ^9.1 (1998). The relative size of the Milky Way. The Observatory. 118 201–208.
↑ Freeman, David. (May 25, 2018). The Milky Way galaxy may be much bigger than we thought. CNBC.
↑ (2012). "Cepheid Period-Luminosity Relations in the Near-Infrared and the Distance to M31 from the Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3". The Astrophysical Journal. 745 (2) 156. doi:10.1088/0004-637X/745/2/156.
↑ ^12.0 ^12.1 Galaxy Clusters and Large-Scale Structure. University of Cambridge.
↑ (1966). The Oxford Dictionary of English Etymology. 385. Clarendon Press.
↑ ^14.0 ^14.1 Harper, Douglas. galaxy. Online Etymology Dictionary.
↑ ^15.0 ^15.1 (Waller, Hodge, 2003, p. 91)
↑ ^16.0 ^16.1 Konečný, Lubomír. Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way. Academy of Sciences of the Czech Republic.
↑ Astronomy & Astrophysics (A&A). www.aanda.org.
↑ Bartusiak, M. (2010). The Day We Found the Universe. United States: Knopf Doubleday Publishing Group.
↑ Results for object MESSIER 109 (M109). NASA/IPAC Extragalactic Database.
↑ What is the Sloan Digital Sky Survey?. Sloan Digital Sky Survey.
↑ ^21.0 ^21.1 Plutarch. (2006). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. 66. Echo Library. ISBN 978-1-4068-3224-2.
↑ ^22.0 ^22.1 ^22.2 ^22.3 Montada, Josep Puig. (September 28, 2007). Ibn Bâjja. Stanford Encyclopedia of Philosophy.
↑ ^23.0 ^23.1 (Heidarzadeh, 2008, pp. 23–25)
↑ ^24.0 ^24.1 (Mohamed, 2000, pp. 49–50)
↑ ^25.0 ^25.1 (2005). Ninth International Topical Meeting on Education and Training in Optics and Photonics. Proceedings of SPIE. 9664, Ninth International Topical Meeting on Education and Training in Optics and Photonics. doi:10.1117/12.2207764.
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named al-Biruni
↑ ^27.0 ^27.1 (Heidarzadeh, 2008, p. 25, Table 2.1)
↑ ^28.0 ^28.1 (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society. 91 (1) 96–103. doi:10.2307/600445.
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Galilei
↑ ^30.0 ^30.1 (November 2002). Galileo Galilei. MacTutor History of Mathematics Archive.
↑ ^31.0 ^31.1 ^31.2 ^31.3 Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named our_galaxy
↑ ^32.0 ^32.1 Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Kant_1755
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Herschel_1785
↑ ^34.0 ^34.1 (Paul, 1993, pp. 16–18)
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Trimble_1999
↑ ^36.0 ^36.1 ^36.2 (Kepple, Sanner, 1998, p. 18)
↑ ^37.0 ^37.1 Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named obspm2
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named obspm
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Gordon2002
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Dyson_1979
↑ Payne-Gaposchkin, Cecilia H.. (1953). Why Do Galaxies Have a Spiral Form?. Scientific American. 189 (3) 89–99.
↑ Steinicke, Wolfgang. (2012). The M51 mystery: Lord Rosse, Robinson, South and the discovery of spiral structure in 1845. Journal of Astronomical History and Heritage. 15 (1) 19–29. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2012.01.03.
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Slipher_1913
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Slipher_1915
↑ (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100 6. doi:10.1086/132128.
↑ Robert Julius Trumpler. US National Academy of Sciences.
↑ Öpik, Ernst. (1922). An estimate of the distance of the Andromeda Nebula. The Astrophysical Journal. 55 406. doi:10.1086/142680.
↑ (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". The Astrophysical Journal. 69 103–158. doi:10.1086/143167.
↑ Hubble, Edwin P.. (1926). "No. 324. Extra-galactic nebulae". Contributions from the Mount Wilson Observatory. 324 1–49.
↑ Sandage, Allan R.. (1989). Edwin Hubble, 1889–1953. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 83 (6) 351–362.
↑ Rieke, George Henry. (2012). "Measuring the Universe: A Multiwavelength Perspective". xi. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-76229-8.
↑ Near, Mid & Far Infrared. Infrared Processing and Analysis Center.
↑ The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals. NASA.
↑ Wilkinson, P. N.. (December 5, 1995). "Very-long-baseline radio interferometry surveys of the compact structure in active galactic nuclei.". Proceedings of the National Academy of Sciences. 92 (25) 11342–11347. doi:10.1073/pnas.92.25.11342.
↑ (December 5, 2006). NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star. Galaxy Evolution Explorer.
↑ (August 9, 2005). An Introduction to X-ray Astronomy. Institute of Astronomy X-Ray Group.
↑ (2024-07-01). "Indefinitely Flat Circular Velocities and the Baryonic Tully–Fisher Relation from Weak Lensing". The Astrophysical Journal Letters. 969 (1) L3. doi:10.3847/2041-8213/ad54b0.
↑ (2016-12-01). "Sparc: Mass Models for 175 Disk Galaxies with Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves". The Astronomical Journal. 152 (6) 157. doi:10.3847/0004-6256/152/6/157.
↑ Hendrik Christoffel van de Hulst. The Bruce Medalists.
↑ (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". অ্যাস্ট্রোনমি অ্যান্ড অ্যাস্ট্রোফিজিক্স. 373 (1) 139–152. doi:10.1051/0004-6361:20010560.
↑ Rubin, Vera C.. (1983). "Dark matter in spiral galaxies". সায়েন্টিফিক আমেরিকান. 248 (6) 96–106. doi:10.1038/scientificamerican0683-96.
↑ Rubin, Vera C.. (2000). "One Hundred Years of Rotating Galaxies". পাবলিকেশনস অফ দ্য অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি অফ দ্য প্যাসিফিক. 112 (772) 747–750. doi:10.1086/316573.
↑ (October 17, 1994). Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter. Hubble News Desk.
↑ Mattson, Barbara. (November 27, 2002). How many galaxies are there?. Imagine the Universe!.
↑ (2000). "Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". পাবলিকেশনস অফ দ্য অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি অফ অস্ট্রেলিয়া. 17 (1) 6–12. doi:10.1071/AS00006.
↑ Conselice, Christopher J.. (2016). "The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications". দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল. 830 (2) 83. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83.
↑ Fountain, Henry. (17 October 2016). Two Trillion Galaxies, at the Very Least. দ্য নিউ ইয়র্ক টাইমস.
↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named Lauer
↑ New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?. Phys.org.
↑ (2005). Elliptical Galaxies. লিসেস্টার ইউনিভার্সিটি পদার্থবিজ্ঞান বিভাগ.
↑ (1964). A Discussion of Galaxies Indentified [sic] with Radio Sources. দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল. 140 35. doi:10.1086/147890.
↑ (6 February 2017). Tracing the Growth of Galaxies. নাসা.
↑ (1987). Structure and Dynamics of Elliptical Galaxies. 127 89. ISBN 978-90-277-2586-8. doi:10.1007/978-94-009-3971-4_7.
↑ (2012-12-11). "On the formation of cD galaxies and their parent clusters: Formation of cD galaxies and parent clusters". মান্থলি নোটিসেস অফ দ্য রয়্যাল অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি. 427 (3) 2047–2056. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.22044.x.
↑ (2015-06-30). Structure and Formation of cD Galaxies: NGC 6166 in Abell 2199. দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল. 807 (1) 56. doi:10.1088/0004-637X/807/1/56.
↑ (1977). "Subsonic accretion of cooling gas in clusters of galaxies". মান্থলি নোটিসেস অফ দ্য রয়্যাল অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি. 180 (3) 479. doi:10.1093/mnras/180.3.479.
↑ (2019-11-01). "Anatomy of a Cooling Flow: The Feedback Response to Pure Cooling in the Core of the Phoenix Cluster". দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল. 885 (1) 63. doi:10.3847/1538-4357/ab464c.
↑ Galactic onion. ইউরোপিয়ান স্পেস এজেন্সি.
↑ (2017). The Cambridge Photographic Atlas of Galaxies. কেমব্রিজ ইউনিভার্সিটি প্রেস. ISBN 9781107189485.
↑ (2010). "Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies". মান্থলি নোটিসেস অফ দ্য রয়্যাল অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি. 400 (4) 1665–1689. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x.
↑ (March 6, 2000). Galaxies — The Spiral Nebulae. ইউনিভার্সিটি অফ ক্যালিফোর্নিয়া, সান দিয়েগো সেন্টার ফর অ্যাস্ট্রোফিজিক্স অ্যান্ড স্পেস সায়েন্সেস.
↑ ^82.0 ^82.1 (Van den Bergh, 1998, p. 17)
↑ (2014-02-28). Fundamental Mass-Spin-Morphology Relation of Spiral Galaxies. দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল. 784 (1) 26. doi:10.1088/0004-637X/784/1/26.
↑ (February 27, 2014). Fat or flat: Getting galaxies into shape. Phys.org.4
↑ ^85.0 ^85.1 (Bertin, Lin, 1996, pp. 65–85)
↑ ^86.0 ^86.1 (Belkora, 2003, p. 355)
↑ (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". অ্যাস্ট্রোফিজিক্স অ্যান্ড স্পেস সায়েন্স. 269/270 427–430. doi:10.1023/A:1017025820201.
↑ (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". অ্যাস্ট্রোনমি অ্যান্ড অ্যাস্ট্রোফিজিক্স. 392 (1) 83–102. doi:10.1051/0004-6361:20020920.
↑ (2002). "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". মান্থলি নোটিসেস অফ দ্য রয়্যাল অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি. 337 (3) 808–828. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x.
↑ (2001). "Another bar in the Bulge". অ্যাস্ট্রোনমি অ্যান্ড অ্যাস্ট্রোফিজিক্স লেটারস. 379 (2) L44–L47. doi:10.1051/0004-6361:20011487.
↑ (January 9, 2006). Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum. ইউনিভার্সিটি অফ ক্যালিফোর্নিয়া, বার্কলে.
↑ (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". বুলেটিন অফ দ্য আমেরিকান অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি. 29 (2) 1384.
↑ Santos, Miguel. (2016-03-21). We Just Discovered a New Type of Colossal Galaxy. ফিউচারিজম.
↑ (2016-01-01). "Superluminous Spiral Galaxies". দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল. 817 (2) 109. doi:10.3847/0004-637X/817/2/109.
↑ (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". বুলেটিন অফ দ্য আমেরিকান অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটি. 26 911.
↑ (October 14, 1998). ISO unveils the hidden rings of Andromeda. ইউরোপিয়ান স্পেস এজেন্সি.
↑ (May 31, 2004). Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed. হার্ভার্ড-স্মিথসোনিয়ান সেন্টার ফর অ্যাস্ট্রোফিজিক্স.
↑ (2005). Irregular Galaxies. ইউনিভার্সিটি অফ লিসেস্টার.
↑ (2018-05-01). "The Stellar Populations of Two Ultra-diffuse Galaxies from Optical and Near-infrared Photometry". The Astrophysical Journal. 858 (1) 29. doi:10.3847/1538-4357/aab498.
↑ Overbye, Dennis. (26 January 2024). What Do You Call a Galaxy Without Stars?. The New York Times.
↑ (January 2015). "Forty-Seven Milky Way-Sized, Extremely Diffuse Galaxies in the Coma Cluster". The Astrophysical Journal Letters. 798 (2) L45. doi:10.1088/2041-8205/798/2/L45.
↑ ^102.0 ^102.1 Mateo, Mario. (1998). Dwarf Galaxies of the Local Group. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1) 435–506. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.435.
↑ (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". The Astrophysical Journal. 560 (1) 201–206. doi:10.1086/322517.
↑ (April 24, 2006). Strange satellite galaxies revealed around Milky Way. New Scientist.
↑ (August 27, 2008). No Slimming Down for Dwarf Galaxies. ScienceNOW.
↑ ^106.0 ^106.1 ^106.2 Galaxy Interactions. University of Maryland Department of Astronomy.
↑ ^107.0 ^107.1 ^107.2 Interacting Galaxies. Swinburne University.
↑ (April 24, 2006). Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!. Hubble News Desk.
↑ ^109.0 ^109.1 (August 29, 2006). Starburst Galaxies. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.
↑ (2005). "Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies". 329 187–194. Springer. ISBN 978-1-4020-3538-8. doi:10.1007/1-4020-3539-X_33.
↑ (July 13, 2006). Starbursts & Colliding Galaxies. University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences.
↑ (September 2006). Starburst Galaxies. University of Alabama.
↑ (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. 142–144. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54623-2.
↑ (2012). Quasars and Active Galactic Nuclei: An Introduction. 214–272. Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-17440-4.
↑ Introductory Astronomy: Double Lobed Radio Galaxies. Department of Astronomy, University of Maryland.
↑ (2022-04-01). The discovery of a radio galaxy of at least 5 Mpc. Astronomy & Astrophysics. 660 A2. doi:10.1051/0004-6361/202142778.
↑ Condon, J. J.. (September 1992). Radio Emission from Normal Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 30 (1) 575–611. doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.003043.
↑ (November 2003). Candidate Type II Quasars from the Sloan Digital Sky Survey. I. Selection and Optical Properties of a Sample at 0.3< Z. The Astronomical Journal. 126 (5) 2125–2144. doi:10.1086/378610.
↑ ^119.0 ^119.1 (2000). Introducing Active Galactic Nuclei. University of Alabama.
↑ ^120.0 ^120.1 A Monster in the Middle. Imagine the Universe!.
↑ Peterson, Bradley M.. (1997). An Introduction to Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47911-0.
↑ Peterson, Bradley M.. (2008-08-01). The central black hole and relationships with the host galaxy. New Astronomy Reviews. 52 (6) 240–252. doi:10.1016/j.newar.2008.06.005.
↑ (2020-05-21). Confirmed short periodic variability of subparsec supermassive binary black hole candidate Mrk 231. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 494 (3) 4069–4076. doi:10.1093/mnras/staa737.
↑ (2023-11-10). UHZ1: Distant Galaxy and Black Hole. Astronomy Picture of the Day.
↑ (January 2024). Evidence for heavy-seed origin of early supermassive black holes from a z ≈ 10 X-ray quasar. Nature Astronomy. 8 (1) 126–133. doi:10.1038/s41550-023-02111-9.
↑ (September 1992). Cosmological Applications of Gravitational Lensing. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 30 (1) 311–358. doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.001523.
↑ ^127.0 ^127.1 (1980). An Optical and Radio Survey of the Nuclei of Bright Galaxies. Astronomy & Astrophysics. 87 (1–2) 152–164.
↑ (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal. 487 (2) 568–578. doi:10.1086/304638.
↑ (December 2021). Star formation and nuclear activity in luminous infrared galaxies: an infrared through radio review. The Astronomy and Astrophysics Review. 29 (1) 2. doi:10.1007/s00159-020-00128-x.
↑ ^130.0 ^130.1 (August 2022). "Compact molecular gas emission in local LIRGs among low- and high- z galaxies". Astronomy & Astrophysics. 664 A60. doi:10.1051/0004-6361/202142802.
↑ (Sep 1996). Luminous Infrared Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 34 (1) 749–792 [772–773]. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.749.
↑ ^132.0 ^132.1 (2020). "A historical perspective on the concept of galaxy size". Research Notes of the American Astronomical Society. 4 (7) 117. doi:10.3847/2515-5172/aba951.
↑ Mushotzky, Richard. Measuring Galaxy Luminosities. ASTR620: Galaxies.
↑ ^134.0 ^134.1 (Sparke, Gallagher, 2000, 1.3.1)
↑ (September 1985). Standard photometric diameters of galaxies. II - Reduction of the ESO, UGC, MCG catalogue. Astronomy & Astrophysics. 150 (2) 192–204.
↑ Results for object Large Magellanic Cloud. NASA/IPAC Extragalactic Database.
↑ Results for object MESSIER 087 (NGC 4486). NASA/IPAC Extragalactic Database.
↑ Results for object MESSIER 031 (Andromeda Galaxy). NASA/IPAC Extragalactic Database.
↑ (1948). Recherches sur les Nebuleuses Extragalactiques. Annales d'Astrophysique. 11 247.
↑ (1963). "Significance of a Luminosity Concentration Law in Elliptical Galaxies". The Astronomical Journal. 68 72. doi:10.1086/109075.
↑ (1968). On the formation of galaxies by fragmentation. Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia. 19 105.
↑ (2000). The Asymmetry of Galaxies: Physical Morphology for Nearby and High-Redshift Galaxies. The Astrophysical Journal. 529 (2) 886–910. doi:10.1086/308300.
↑ (2001). "The ultraviolet visibility and quantitative morphology of galactic disks at low and high redshift". Astronomy & Astrophysics. 369 (2) 421–431. doi:10.1051/0004-6361:20010107.
↑ (1989). The surface photometry catalogue of the ESO-Uppsala galaxies.
↑ (1976). "Surface Brightness and Evolution of Galaxies". The Astrophysical Journal. 210 L53. doi:10.1086/182301.
↑ The Petrosian magnitude. Sloan Digital Sky Survey.
↑ ^147.0 ^147.1 (2005). "Total Galaxy Magnitudes and Effective Radii from Petrosian Magnitudes and Radii". The Astronomical Journal. 130 (4) 1535–1544. doi:10.1086/444475.
↑ (February 6, 1997). Circular and Fixed Elliptical Apertures: The Petrosian and Isophotal Photometry. Comparison of GALWORKS and IRAF's STSDAS Photometry in a Polar Field, WISE Science Data Center.
↑ (July 19, 2017). Measures of SDSS flux, magnitudes, and diameters. NASA/IPAC Extragalactic Database.
↑ ^150.0 ^150.1 (2003). "The 2MASS Large Galaxy Atlas". The Astronomical Journal. 125 (2) 525–554. doi:10.1086/345794.
↑ (June 2015). "Catalogues of isolated galaxies, isolated pairs, and isolated triplets in the local Universe". Astronomy & Astrophysics. 578 A110. doi:10.1051/0004-6361/201526016.
↑ (January 2011). Catalog of nearby isolated galaxies in the volume z < 0.01. Astrophysical Bulletin. 66 (1) 1–27. doi:10.1134/S1990341311010019.
↑ (2015-08-01). Star formation rates in isolated galaxies selected from the Two-Micron All-Sky Survey. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 451 (2) 1482–1495. doi:10.1093/mnras/stv950.
↑ (2013-08-01). Isolated galaxies in hierarchical galaxy formation models – present-day properties and environmental histories. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2) 1479–1491. doi:10.1093/mnras/stt827.
↑ (2012-08-21). "Satellite abundances around bright isolated galaxies: Satellite abundances". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 424 (4) 2574–2598. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21256.x.
↑ Groups & Clusters of Galaxies. Chandra X-ray Observatory.
↑ When Galaxy Clusters Collide. San Diego Supercomputer Center.
↑ (November 24, 2006). Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies. University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group.
↑ (February 25, 2005). Galaxy Systems: Groups. University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group.
↑ (2000). "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal. 540 (1) 45–56. doi:10.1086/309314.
↑ Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen. NASA, European Space Agency.
↑ Dubinski, John. (1998). The Origin of the Brightest Cluster Galaxies. The Astrophysical Journal. 502 (2) 141–149. doi:10.1086/305901.
↑ ATLASGAL Survey of Milky Way Completed. European Southern Observatory.
↑ (1988). "Large-scale structure in the Universe indicated by galaxy clusters". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 26 (1) 631–686. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.
↑ (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to Nature. 319 (6056) 751–753. doi:10.1038/319751a0.
↑ (2015). "New data support the existence of the Hercules–Corona Borealis Great Wall". Astronomy & Astrophysics. 584 A48. doi:10.1051/0004-6361/201424829.
↑ (2014). "Anomalies in the GRB spatial distribution". Proceedings of Science. 78. doi:10.22323/1.233.0078.
↑ (2015). "A giant ring-like structure at 0.78<z<0.86 displayed by GRBs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 452 (3) 2236. doi:10.1093/mnras/stv1421.
↑ (2000). "Updated Information on the Local Group". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (770) 529–536. doi:10.1086/316548.
↑ (1982). "The Local Supercluster". The Astrophysical Journal. 257 389–422. doi:10.1086/159999.
↑ Tempel, Elmo. (2014-09-01). "Cosmology: Meet the Laniakea supercluster". Nature. 513 (7516) 41–42. doi:10.1038/513041a.
↑ ^172.0 ^172.1 Beck, Rainer. (2007). "Galactic magnetic fields". Scholarpedia. 2 (8) 2411. doi:10.4249/scholarpedia.2411.
↑ Construction Secrets of a Galactic Metropolis. European Southern Observatory.
↑ (November 18, 1999). Protogalaxies. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.
↑ ^175.0 ^175.1 (2003). "Physical processes behind the morphological Hubble sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 17 107–120. doi:10.1086/308300.
↑ ^176.0 ^176.1 ^176.2 (December 2018). Early galaxy formation and its large-scale effects. Physics Reports. 780-782 1–64. doi:10.1016/j.physrep.2018.10.002.
↑ ^177.0 ^177.1 (2023-08-18). The First Stars: Formation, Properties, and Impact. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 61 (1) 65–130. doi:10.1146/annurev-astro-071221-053453.
↑ (2001). In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe. Physics Reports. 349 (2) 125–238. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
↑ Overbye, Dennis. (17 June 2015). Traces of Earliest Stars That Enriched Cosmos Are Spied. The New York Times.
↑ (2023-12-26). What was it like when the first "polluted" stars formed?. Big Think.
↑ (2023-10-26). Confirmation and refutation of very luminous galaxies in the early Universe. Nature. 622 (7984) 707–711. doi:10.1038/s41586-023-06521-7.
↑ Boylan-Kolchin, Michael. (2023-04-13). "Stress testing ΛCDM with high-redshift galaxy candidates". Nature Astronomy. 7 (6) 731–735. doi:10.1038/s41550-023-01937-7.
↑ (4 June 2015). Evidence for POPIII-like Stellar Populations in the Most Luminous LYMAN-α Emitters at the Epoch of Re-ionisation: Spectroscopic Confirmation. The Astrophysical Journal. 808 (2) 139. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
↑ (2017-04-05). "No evidence for Population III stars or a direct collapse black hole in the z = 6.6 Lyman α emitter 'CR7'". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 469 (1) 448–458. doi:10.1093/mnras/stx839.
↑ Signatures of the Earliest Galaxies. European Space Agency.
↑ O'Callaghan, Jonathan. (6 December 2022). Astronomers Grapple with JWST's Discovery of Early Galaxies. Scientific American.
↑ (February 9, 2005). Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation. Carnegie Mellon University.
↑ (April 21, 2007). Caught in the act; forming galaxies captured in the young Universe. Royal Astronomical Society.
↑ Noguchi, Masafumi. (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". The Astrophysical Journal. 514 (1) 77–95. doi:10.1086/306932.
↑ (May 1999). How are galaxies made?. Institute of Physics.
↑ (1998). The Stellar Metallicity — Planet Connection. Brown Dwarfs and Extrasolar Planets. 134 431–437.
↑ (2005-05-10). Spectroscopic Properties of Void Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey. The Astrophysical Journal. 624 (2) 571–585. doi:10.1086/428476.
↑ (February 2007). The Universe's Invisible Hand. Scientific American. 296 (2) 35–41. doi:10.1038/scientificamerican0207-34.
↑ (April 30, 2002). The Mice (NGC 4676): Colliding Galaxies With Tails of Stars and Gas. Hubble News Desk.
↑ (1999). "Galaxy Collisions". Physics Reports. 321 (1–3) 1–137. doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7.
↑ (2000). "The Formation and Early Evolution of the Milky Way Galaxy". Science. 287 (5450) 69–74. doi:10.1126/science.287.5450.69.
↑ (October 2020). Kraken reveals itself – the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 498 (2) 2472–2491. doi:10.1093/mnras/staa2452.
↑ Young, Monica. (November 13, 2020). Star Clusters reveal the "Kraken" in the Milky Way's Past. Sky & Telescope.
↑ (2007). "The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 378 (4) 1550–1564. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x.
↑ (1994). "Past and future star formation in disk galaxies". The Astrophysical Journal. 435 (1) 22–36. doi:10.1086/174790.
↑ (1999). Star Formation in Early Type Galaxies. 163 119. Astronomical Society of the Pacific. ISBN 978-1-886733-84-8. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x.
↑ ^202.0 ^202.1 (July 13, 2006). The Great Cosmic Battle. Astronomical Society of the Pacific.
↑ Choi, Charles Q.. (May 13, 2015). Cosmic 'Murder Mystery' Solved: Galaxies Are 'Strangled to Death'. Space.com.
↑ (January 21, 1997). Physics offers glimpse into the dark side of the Universe. University of Michigan.