ഗ്യാലക്സികളെ കുറിച്ചുള്ള പൊതുവായ ചില അറിവുകളാണ് ഈ ലേഖനത്തില് വിവരിക്കുവാന് പോകുന്നത്. പരമാണുക്കള് ചേര്ന്ന് ദ്രവ്യങ്ങള് ഉണ്ടാകുന്നതു പോലെ അനേകായിരം നക്ഷത്രങ്ങളും പൊടി പടലങ്ങളും വാതകങ്ങളും മനുഷ്യ നേത്രങ്ങള് കൊണ്ട് കാണുവാന് കഴിയാത്ത പദാര്ധങ്ങളും ചേര്ന്ന ഒരു ഗുരുത്വകര്ഷിത വ്യവസ്ഥ ആണ് ഓരോ ഗ്യാലക്സിയും. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അടിസ്ഥാന നിര്മാണ ഘടകമാണ് ഗ്യലക്സികള് എന്ന് പറയാം. പ്രപഞ്ചത്തില് ഏകദേശം 125 ബില്ല്യന് ഗാലക്സികള് ഉണ്ടെന്നാണ് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നത്. എന്നാല് ഇവയുടെ മുഴുവന് volume പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ചെറിയൊരു ശതമാനം മാത്രമേ വരൂ. ദ്രശ്യ പ്രകാശത്തിലൂടെ നോക്കുമ്പോള് ഒരു സാധാരണം ഗാലക്സിയുടെ വ്യാസം ഏകദേശം നാല്പ്പത് മുതല് അറുപതു കിലോ പാര് സെക് (kpc ) ആണ്. ഒരു കിലോ പാര് സെക് 3.08e19 മീറ്റര് ആണ്. എന്നാല് ഗാലക്സികളുടെ അതിര്ത്തി അതിലും ഏറെ ദൂരം വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നു. ഈ ഭാഗങ്ങള് റേഡിയോ ദൂരദര്ശിനിയുടെയോ എക്സ് റേ ദൂരദര്ശിനിയുടെയോ സഹായത്താല് കാണുവാന് കഴിഞ്ഞേക്കാം. ഒരു ഗാലക്സിയില് നിന്നും വരുന്ന ദ്രശ്യ പ്രകാശത്തിന്റെ ഭൂരി ഭാഗവും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് അവയിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. നെബുലകള് ആണ് മറ്റൊരു ഉറവിടം. ഗാലക്സികളില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും നിലകൊള്ളുന്നത് ഡാര്ക്ക് മാറ്റെറിന്റെ രൂപത്തിലാണ്.
ഗാലക്സികളെ പ്രധാനമായും elliptical, spiral, irregular, active, dwarf, starbusrt എന്നിങ്ങനെ തരംതിരിക്കാം. ഈ തരംതിരിക്കല് പ്രധാനമായും ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. എന്നാല് active , dwarf, starbusrt ഗാലക്സികള് സാധാരണ ഗാലക്സികളില് നിന്നും ഗുണപരമായും (ഉദാ: അവയുടെ നിറം, അവയിലെ നക്ഷത്ര ജനന തോത് തുടങ്ങിയവ) )വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇപ്പോള് നിലവിലുള്ള രീതിയില് ഗാള്ക്സികളെ വര്ഗീകരിച്ചത് എഡ്വാര്ഡ് ഹബിള് എന്നാ അമേരിക്കന് ശാസ്ത്രഞ്ജന് ആണ്. അദ്ദേഹം രൂപം നല്കിയ വര്ഗീകരണ വ്യവസ്ഥ ചെറിയ മാറ്റങ്ങളോടെ ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രം പിന്തുടരുന്നു. S0 എന്ന ഒരിനം ഗാള്ക്സികളെ ഉള്പ്പെടുത്തിയതാണ് ഈ വര്ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ പ്രധാന മാറ്റം. ഹബിള് വരിഗീകരണ വ്യവസ്ഥയുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.
ഈ ചിത്രത്തില് വലതു വശത്തേക്ക് പോകുംതോറും ഗാലക്സികള് കൂടുതല് പരന്നതായി കൊണ്ടിരിക്കുന്നത് ശ്രദ്ധിക്കുക. ഹബിള് തന്റെ വര്ഗീകരണ വ്യവസ്ഥക്ക് രൂപം നല്കിയത്, elliptical ഗാലക്സികള് ആണ് ആദ്യം ഉണ്ടായതെന്നും, പിന്നീടു അവയുടെ angular momentum മൂലം അവ സാവധാനം തളിക (disk) രൂപത്തിലുള്ള spiral ഗാലക്സികളില് എത്തി എന്ന സിദ്ധാന്തത്താല് ആയിരുന്നു. അക്കാരണം കൊണ്ട് Elliptical, S0 എന്നീ ഗാലക്സികളെ ഒരുമിച്ച് early ടൈപ്പ് (ആദ്യം ഉണ്ടായത് എന്ന അര്ഥത്തില്) ഗാലക്സികള് എന്നും spiral, irregular എന്നിവയെ late type (പിന്നീടു ഉണ്ടായവ) ഗാലക്സികള് എന്നും വിളിക്കുന്നു. എന്നാല് ആ സിദ്ധാന്തം ശരിയല്ലെന്ന് ആധുനിക നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ മനസിലാക്കുവാന് കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. എങ്കിലും ഇപ്പോഴും early, late എന്നീ പ്രയോഗങ്ങള് നിലനില്ക്കുന്നു. എന്നാല് അവയുടെ അര്ഥം പുതിയത് എന്നും പഴയത് എന്നും മാറിയിട്ടുണ്ട്. ഓരോ തരം ഗാലക്സികളുടെ ഉല്പ്പത്തിയും പരിണാമവും സ്വഭാവവും വ്യത്യസ്തമാണ്. അതിനെ കുറിച്ച അടുത്ത ലേഖനത്തില് വിവരിക്കാം. ഹബിള് ഗാലക്സികളുടെ വര്ഗീകരണത്തിന് അടിസ്ഥാനമാക്കിയ മൂന്ന് പ്രധാന ഘടകങ്ങള് താഴെ പറയുന്നവയാണ്. 1. ഗാലക്സികളുടെ ദീര്ഘ വൃത്താകൃതി 2. ഗാലക്സികളുടെ നടുവിലുള്ള ഉരുണ്ട ഭാഗവും (കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം bulge) അവയുടെ തളിക ഭാഗവും (disk) തമ്മിലുള്ള ആനുപാതിക വലിപ്പം 3. അവയുടെ സര്പ്പിള കരങ്ങള് (spiral arms) എത്ര മാത്രം ഇടുങ്ങിയതാണ് എന്നത്.
1. Ellipticals
ഹബിളിന്റെ വര്ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ ആദ്യ ഇനം ഗാലക്സികള് ellipticals എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇവ ഗോളാകൃതിയിലോ ദീര്ഘ വൃത്താകൃതിയിലോ കാണപ്പെടുന്നു (ചിത്രം 2 ). ഇവക്കു കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം മാത്രമേ ഉണ്ടായിരിക്കുകയുള്ളൂ. ഇവയില് സര്പ്പിള കരങ്ങള് ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. ഇവ പല വലുപ്പത്തോടും പ്രകാശ തീവ്രതയോടും കാണപ്പെടുന്നു. അതിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില് അവയെ കുള്ളന് (dwarf), സാധാരണ (normal), cD എന്നിങ്ങനെ പ്രധാനമായും തരംതിരിക്കാം. ഇതില് cD elliptical ഗാലക്സികളുടെ വലുപ്പം പത്തു ലക്ഷം പാര് സെക് വരെ ആകാവുന്നതാണ്. കൂടാതെ cD ഗാലക്സികള് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് കുള്ളന് ഗാലക്സികളില് നിന്നും വരുന്നതിന്റെ ആറു ലക്ഷം ഇരട്ടിയോളവും, സാധാരണ elliptical ഗാലക്സികള് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ പത്തു മുതല് നൂറു ഇരട്ടി വരെയും ആകാവുന്നതാണ്. സാധാരണ elliptical ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡം സൌര പിണ്ഡത്തിന്റെ കോടി മുതല് പത്തു ലക്ഷം കോടി മടങ്ങ് വരെ ആണ്. എന്നാല് cD ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡം സൌര പിണ്ഡത്തിന്റെ പതിനായിരം കോടി മുതല് കോടി കോടി മടങ്ങ് വരെയാണ്. കുള്ളന് ഗാലക്സികളില് കോടി മുതല് പത്തു കോടി സൂര്യന്മാര് വരെ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. അതായത് ഗാലക്സികളില് നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവും അവയുടെ പിണ്ഡവും തമ്മില് ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.
ഗാലക്സികളുടെ നടുവില് നിന്നും പുറത്തേക്കു പോകുമ്പോള് അവ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവില് വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നു. സാധാരണ elliptical ഗാലക്സികളിലും cD ഗാലക്സികളിലും ഈ വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നത് ഒരു പ്രത്യേക സൂത്ര വാക്യ പ്രകാരമാണെന്ന് ഡി വാക്കുളര് എന്ന ഫ്രഞ്ച് ശാസ്ത്രഞ്ജന് കണ്ടുപിടിച്ചു. ഇതിനെ ഇപ്പോള് ഡി വാക്കുളര് നിയമം എന്നറിയപ്പെടുന്നു.
Elliptical ഗാലക്സികള് പ്രധാനമായും പ്രായമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങള് കൊണ്ടാണ് നിര്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. ആയതിനാല് ഇവക്കു ചുവന്ന നിറമാണ് ഉള്ളത്. ഇവയില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളുടെയും പൊടി പടലങ്ങളുടെയും അളവ് തീരെ കുറവായതിനാല് elliptical ഗാലക്സികളില് നക്ഷത്ര ജനന തോത് വളരെ കുറവായിരിക്കും. ഇവയില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന neutral ഹൈഡ്രജന് മുതലായ വാതകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യം എക്സ് റേ, റേഡിയോ തുടങ്ങിയ വികിരിനങ്ങളിലൂടെയാണ് കൂടുതലും വ്യക്തമാകുന്നത്. ഇവയില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ലോഹങ്ങളുടെ അളവ് അവയുടെ മധ്യ ഭാഗത്തേക്ക് പോകുംതോറും കൂടുന്നതായി കാണപ്പെടുന്നു.
Elliptical ഗാലക്സികളുടെ ദീര്ഘ വൃത്താകൃതിയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി അവയെ E0, E1.. E7 എന്നിങ്ങനെ എട്ടായി തരംതിരിക്കാം. 0, 1, .. 7 തുടങ്ങിയ അക്കങ്ങള് അവയുടെ ദീര്ഘ വൃത്താകൃതിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ആയതിനാല് E0 ഗാലക്സികള് E1 ഗാലക്സികളെ അപേക്ഷിച് കൂടുതല് ഉരുണ്ടാതായിരിക്കും. E7 ഗാലക്സികള് ആണ് ഈ ഗണത്തില് ഏറ്റവും പരന്നവ. പ്രകാശ തീവ്രത കുറഞ്ഞ ചില elliptical ഗാലക്സികളുടെ പരന്ന രൂപത്തിന് കാരണം അവയുടെ പരിക്രമണം മൂലമാണെന്ന് തെളിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. എന്നാല് പ്രകാശ തീവ്രതയേറിയ elliptical ഗാലക്സികളുടെ പരന്ന രൂപത്തെ വിശധീകരിക്കുവാന് സങ്കീരണങ്ങളായ ഗണിത പ്രക്രീയകള് ആവശ്യമാണ്.
 |
| ചിത്രം 2 |
2. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള് (Spiral galaxies)
സര്പ്പിള കരങ്ങളോട് കൂടി കാണപ്പെടുന്ന തകിട് (disk) ഗ്യാലക്സികള് ആണിവ (ചിത്രം 3 ). നമ്മുടെ ഗ്യാലക്സിയായ ആകാശ ഗംഗ ഈ ഗണത്തില്പ്പെടുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തില് ഏറ്റവും കൂടുതല് നക്ഷത്രങ്ങള് ജനിക്കുന്നത് ഇത്തരം ഗ്യാലക്സികളിലാണ്. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള് പ്രധാനമായും ദണ്ട്കളോട് (barred spirals) കൂടിയവയായും അവ ഇല്ലാത്തവയും കാണപ്പെടുന്നു (ചിത്രം 4 ). ഗ്യാലക്സികളുടെ മധ്യ ഭാഗത്ത് കൂടെ കുറുകെ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തെയാണ് ദണ്ടുകള് എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യ (bulge) ത്തിന്റെ വലുപ്പം, സര്പ്പിളാകാര കരങ്ങള് (spiral arms) എത്ര മാത്രം ഇടുങ്ങിയതാണ് എന്നിവയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ വീണ്ടും Sa, Sb, Sc, Sd എന്നും SBa, SBb, SBc, SBd എന്നും തരം തിരിക്കാം. ഇവയില് Sa ഗ്യാലക്സികള് ദണ്ടുകള് ഇല്ലാത്തവയും, വലുപ്പം കൂടിയ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം ഉള്ളവയും, സര്പ്പിളാകാര കരങ്ങള് കൂടുതല് ഇടുങ്ങിയവയും ആയിരിക്കും. SBa ഗ്യാലക്സികളെ കുറുകെ ദണ്ട് കാണുമെന്നത് ഒഴിച്ചാല് അവ Sa ഗ്യാലക്സികളില് നിന്നും വിഭിന്നമല്ല. Sa(SBa) ഗ്യാലക്സികളില് നിന്നും Sd(SBd) ഗ്യാലക്സികളിലെക്ക് പോകുമ്പോള് അവയുടെ സര്പ്പിള കരങ്ങള് ഇടുങ്ങിയത് അല്ലാതായി മാറുന്നു. കൂടാതെ അവയുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം വലുപ്പം കുറഞ്ഞു പോയ്ക്കൊണ്ടിരിക്കുകയും ചെയ്യും. Sa(SBa) ഗ്യാലക്സികളിലെ നക്ഷത്ര ജനന തോത് Sd(SBd) ഗ്യാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ കുറവാണ്.
 |
| ചിത്രം 3 |
 |
| ചിത്രം 4 |
സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ പ്രകാശ തീവ്രതയും അവയുടെ പിണ്ഡവും elliptical ഗ്യാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ചു വളരെ കുറവാണ്. അവയുടെ പിണ്ഡം സൂര്യ പിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം പത്തു മുതല് പതിനായിരം കോടി വരെയാകാം. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ എഴുപത് ശതമാനവും ദണ്ടുകളോട് കൂടിയവയാണ്. ഈ പ്രത്യക ഘടന ഗ്യാലക്സികളുടെ രൂപ പരിണാമത്തില് പ്രധാന പങ്കു വഹിക്കുന്നു. ദണ്ടുകള് ഗ്യാലക്സികളുടെ നടുവിലേക്ക് വാതകങ്ങളെ ഒഴുക്കി കൊണ്ട് വരുകയും, അത് പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന് ഇടയാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. തത്ഫലമായി ഗ്യാലക്സികളുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം വലുതാകുകയും അങ്ങനെ അവയുടെ രൂപത്തില് മാറ്റം വരുകയും ചെയ്യും. ഈ പ്രവര്ത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി ദണ്ടുകള് സ്വയം നശിച്ചു പോകുകയും വീണ്ടും ഉദ്ഭവിക്കുകയും ചെയ്യാം.
Elliptical ഗ്യാലക്സികളിലെ നക്ഷത്രങ്ങള് ഭൂരിഭാഗവും വളരെ പ്രായമുള്ളതാണ് എങ്കില് സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളില് അവ താരതമേന്യ ചെറുപ്പം ആയിരിക്കും. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളുടെ അളവ് വളരെ കൂടുതലാണ്, പ്രധാനമായും സര്പ്പിള കരങ്ങളില്. അത്തരം അവസ്ഥകള് ആണു പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള് ഉണ്ടാകുവാന് പ്രധാന പങ്കു വഹിക്കുന്നത്. തന്മൂലം സര്പ്പിള കരങ്ങളില് കൂടുതല് നക്ഷത്രങ്ങള് ഉണ്ടാകുകയും അവ വളരെ കൂടുതല് പ്രകാശ തീവ്രതയോടു കൂടി കാണപ്പെടുകയും ചെയ്യും. പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊഷ്മാവ് വളരെ കൂടുതലായതിനാല് സര്പ്പിള കരങ്ങള് കൂടുതല് നീല നിറത്തില് കാണപ്പെടുന്നു. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളിലെ പഴയ നക്ഷത്രങ്ങള് കൂടുതല് കാണപ്പെടുന്നത് അവയുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യതിലും തളികയുടെ ചുറ്റിലും ആയിരിക്കും. അവയുടെ വേഗത പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ കൂടുതല് ആയിരിക്കും. Eggen O. J., Lynden-Bell, Sandage A.R. എന്നീ ശാസ്ത്രഞ്ജര് 1962 ല് നടത്തിയ പഠനത്തില് നിന്നും വ്യക്തമായത് ഇവയുടെ വേഗത ഗ്യാലക്സികളുടെ ഉല്പ്പത്തിയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നതാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രായത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില് ഗ്യാലക്സികളുടെ തകിട് പോലുള്ള ഭാഗം (disk) പല അടുക്കുകളായി വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഏറ്റവും ഉള്ളിലുള്ള തകിടിലാണ് കൂടുതല് വാതകങ്ങളും പൊടി പടലങ്ങളും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നത്. ഈ തകിടിനിനെ കൃശ ചക്രം (thin disk) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഈ ഭാഗത്താണ് ഏറ്റവും കൂടുതല് നക്ഷത്രങ്ങള് ഉണ്ടാകുന്നത്. ഗ്യാലക്സിയുടെ തകിടിന്റെ ഏറ്റവും പുറത്തുള്ള പാളിയെ സ്ഥൂല ചക്രം (thick disk) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. അവ കൂടുതലായും നിര്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് പഴയ നക്ഷത്രങ്ങള് കൊണ്ടാണ്. കൃശ ചക്രം ഗ്യാലക്സികളുടെ പ്രതലത്തില് നിന്നും നൂറു മുതല് 350 പാര് സെക് വരെയും സ്ഥൂല ചക്രം 1500 പാര് സെക് വരെയും വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നു. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സിയുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നത് ശ്രദ്ധിക്കുക.
ആകാശ ഗംഗയുടെ സ്ഥൂല ചക്രത്തിന്റെ ഭാരം സൂര്യന്റെ ഭാരത്തിന്റെ പത്തു കോടി മടങ്ങില് അധികമാണ്. കൃശ ചക്രത്തിന്റെ ഭാരം അതിനെക്കാള് പതിനഞ്ചു മുതല് മുപ്പത് ഇരട്ടി വരെയും, കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യതിന്റെ ഭാരം രണ്ടു മുതല് അഞ്ച് ഇരട്ടി വരെയുമാണ്. കൃശ ചക്രത്തില് നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് സ്ഥൂല ചക്രത്തെക്കാള് തൊണ്ണൂറു ഇരട്ടിയിലധികവും, കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യത്തില് നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവിനേക്കാള് ആറ് ഇരട്ടിയുമാണ്.
സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ മറ്റൊരു സവിശേഷതയാണ് കേന്ദ്രത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള അവയുടെ ഭ്രമണം. ഇവിടെ ഭ്രമണം എന്നു ഉദ്ദേശിക്കുന്നത് അവയില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പൊടി പടലങ്ങളുടെയും ഗ്യാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കുന്നതിനെ ആണു. ഗ്യാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രത്തില് നിന്നും ദൂരെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള് കേന്ദ്രത്തിനോട് അടുത്ത് നില്ക്കുന്നവയെക്കള് വളരെ വേഗത്തില് ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ വ്യവകലിത ഭ്രമണം (differential rotation) എന്നു വിളിക്കുന്നു. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ സര്പ്പിള കരങ്ങള്ക്ക് കാരണം വ്യവകലിത ഭ്രമണം ആണെന്ന് കരുതപ്പെട്ടിരുന്നു. എന്നാല് അത് പൂര്ണമായും ശരിയല്ലെന്ന് തെളിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. സര്പ്പിള കരങ്ങളുടെ ഉത്ഭവത്തെ കുറിച്ച് മറ്റൊരു പോസിറ്റില് വിശദമാക്കാം. ഗ്യാലക്സിയില് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണ പ്രവേഗം (orbital velocity) അതിന്റെ ഭ്രമണ പഥത്തിനുള്ളില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന പിണ്ടത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അതായത് ഭ്രമണ പഥത്തിന്റെ വ്യാസം കൂടും തോറും, അത് ഉള്ക്കൊള്ളുന്ന പിണ്ഡം വര്ദ്ധിക്കുകയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രവേഗത്തില് വര്ധന ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്യുന്നു. അത് കൊണ്ട് ഗ്യാലക്സിയുടെ കാണുവാന് കഴിയുന്ന ഭാഗത്തില് നിന്നും അകലേക്ക് പോകും തോറും അത് ഉള്ക്കൊള്ളുന്ന പിണ്ടത്തിന്റെ അളവ് സ്ഥിരമായതിനാല് വളരെ ദൂരത്തില് നില്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രവേഗത്തില് കുറവ് വരുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കാം. എന്നാല് ഗ്യലക്സികളുടെ ദൃശ്യമായ അതിര്ത്തിയില് നിന്നും അകലേക്ക് പോകുമ്പോള് ഭ്രമണ പ്രവേഗം സ്ഥിരമായി നിലനില്ക്കുന്നു എന്നു പല നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെയും വെളിപ്പെട്ടു. അതായത് ദൃശ്യ പ്രകാശത്താല് കാണുവാന് സാധിക്കാത്ത പദ്ധര്ദങ്ങള് ഗ്യാലക്സിയെ ചുറ്റി നില്ക്കുന്നതായി അനുമാനിക്കപ്പെട്ടു. അത്തരം പദ്ധര്ധങ്ങളെ ഡാര്ക്ക് മാറ്റര് എന്നു വിളിക്കുന്നു.
സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ ഭ്രമണം അവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. കൂടുതല് പ്രകശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള് കൂടുതല് വേഗത്തില് കറങ്ങുന്നു. ഇതിനെ Tully-Fisher relationship എന്നാണു അറിയപ്പെടുന്നത്. ജ്യോതി ശാസ്ത്രത്തില് ഇതിനു വളരെയധികം പ്രാധാന്യമുണ്ട്. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളിലെക്കുള്ള ദൂരം അളക്കാന് നമുക്ക് ഇതിനെ ഉപയോഗപ്പെടുത്താം. ജ്യോതി ശാസ്ത്രത്തില് ദൂരം അളക്കുന്ന വഴികളെ കുറിച്ച് പിന്നീടു വ്യക്തമാക്കാം.
3. S0 ഗ്യാലക്സികള്
തരംതിരിക്കല് വ്യവസ്ഥയില് elliptical ഗ്യാലക്സികള്ക്കും സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള്ക്കും ഇടയില് ആണു S0 ഗ്യാലക്സികളുടെ സ്ഥാനം (ചിത്രം 6). ഹബിളിന്റെ തരം തിരിക്കല് വ്യവസ്ഥയില് വന്ന പ്രധാന മാറ്റം S0 ഗ്യാലക്സികള് ചേര്ക്കപ്പെട്ടു എന്നുള്ളതാണ്. S0 ഗ്യാലക്സികളെ lenticular ഗ്യാലക്സികള് എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. ഇവക്കു സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ പോലെ കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യവും അതിനു ചുറ്റും തളിക ഭാഗവും ഉണ്ട്. എന്നാല് ഇവയില് സര്പ്പിള കരങ്ങള് കാണപ്പെടുന്നില്ല. കൂടാതെ അവയുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യതിന്റെ വലുപ്പം സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് വലുപ്പം ഉള്ളതുമാണ്. ഈ കാരണങ്ങളാല് S0 ഗ്യാലക്സികള് സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളില് നിന്നും elliptical ഗ്യാലക്സികളിലെക്കുള്ള പരിണാമ വ്യവസ്ഥയായി വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ പോലെ S0 ഗ്യാലക്സികളെയും ദണ്ടുകള് ഉള്ളവയെന്നു ഇല്ലതവയെന്നും തിരിച്ചിട്ടുണ്ട്.
 |
| ചിത്രം 6 |
4. അനിയമിതാകാര ഗ്യാലക്സികള് (Irregular galaxies)
ഈ വിഭാഗത്തില് പെടുന്ന ഗ്യാലക്സികള്ക്ക് പ്രത്യേക ആകൃതി ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. ആകാശ ഗംഗയുടെ അമ്പതു കിലോ പാര് സെക് ദൂരെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന വലിയ മെഗല്ലനിക് ഘനപടലങ്ങള് (Large Megellanic ക്ലൌട്സ്, ചിത്രം 7 ), അറുപത്തി മൂന്ന് കിലോ പാര് സെക് ദൂരെയുള്ള ചെറിയ മെഗല്ലനിക് ഘനപടലങ്ങള് (Small Megellanic clouds) എന്നീ ഗ്യാലക്സികള് ഈ വിഭാഗതില്പ്പെടുന്നവയാണ്. ഇവയെ വീണ്ടും Sdm, Sm, Im, Ir എന്നിങ്ങനെ അവയുടെ നിയതാകാരം കുറയുന്നതിന് അനുസരിച്ച് വീണ്ടും തരംതിരിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഇവ elliptical സര്പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള് എന്നിവയെ അപേക്ഷിച്ച് പ്രകാശ തീവ്രതയും പിണ്ഡവും കുറഞ്ഞവയാണ്. എന്നാല് അവയില് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകത്തിന്റെ അളവ് വളരെ കൂടുതലായതിനാല് അവയില് നക്ഷത്ര ജനന തോത് വളരെ കൂടുതലാണ്.
 |
| ചിത്രം 7 |
മുകളില് വിവരിച്ചിട്ടുള്ള ഗ്യാലക്സികളെ എല്ലാം തന്നെ വര്ഗീകരിച്ചിട്ടുള്ളത് അവയുടെ രൂപത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തിലാണ്. എന്നാല് ഗ്യാലക്സികള് അവയുടെ ഭൌതിക സ്വഭാവത്താലും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അത്തരം ഗ്യാലക്സികളെ കുറിച്ച് മറ്റൊരു പോസ്റ്റില് വിശദീകരിക്കാം.
