ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය

විකිපීඩියා, නිදහස් විශ්වකෝෂය වෙතින්
වෙත පනින්න: සංචලනය, සොයන්න

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය අප පෘථිවියට ආලෝක වර්ෂ මිලියන 2.5 ක් දුරින් පිහිටි ඇන්ඩ්‍රොමීඩා තාරකා මණ්ඩලයට අයත් සර්පිලාකාර චක්‍රාවාටයකි. මෙය Messier 31 නැතහොත් M31 ලෙසද මූල ග්‍රන්ථ වල මහා ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය ලෙසද දක්වා ඇත. අප පෘථිවිය අයත් චක්‍රාවාටය වන ' ක්ෂීරපථය' ට වඩාත් සමීපයෙන් පිහිටි සර්පිලාකාර චක්‍රාවාටය මෙය වුවත් සමීපතම චක්‍රාවාටය මෙය නොවේ. පුරාණ ග්‍රීක කතන්දර වල සඳහන් වන ඇන්ඩ්‍රොමීඩා කුමරිය නමින් හඳුන්වා අති මෙම චක්‍රාවාටය නම් කර අත්තේ අහසේ අපහට පෙනීයන පෙදෙස එනම් ඇන්ඩ්‍රොමීඩා තාරකා රාශියට අනුවයි. ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය, ක්ෂීරපථය හා Triangulum අතුළු තවත් කුඩා මන්දාකිණි 30කින් පමන සමන්විත ස්තානීය කන්ඩායමට (Local group) හි විශාලතම මන්දාකිණියද වේ. මෙය විශාල වුවත් මෑතකාලීන සොයාගෑනීම් වලට අනුව අඳුරු පදාර්ථ (Dark Matter) ප්‍රමාණය ක්ෂීරපථයට සාපේක්ෂව අඩු ප්‍රතිශතයක් ගන්නා බැවින් ක්ෂීරපථයස්කන්ධයෙන් වැඩි බව ප්‍රකාශ වේ. Spitzer දුරේක්ශය මගින් 2006 වසරේ ලබාගත් වාර්තා වලට අනුව ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටයහි තාරකා ට්‍රිලියන 1 ක් (1012) දරන අතර එය අවම වශයෙන් අප මන්දාකිණියේ අඩංගු වන අපේක්ෂිත තාරකා ප්‍රමානය වන (200-400 බිලියන ) මෙන් දෙගුනයකි.

නිගණනයන්ට අනුව M31 හි ස්කන්ධය සෞර ස්කන්ධ ඒකක 7.1*1011 පමන වන අතර, 2009 හි සිදුකරන ලද සැසඳීම් වලට අනුව ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය හා ක්ෂීරපථය සමාන ස්කන්ධ වලින් යුක්ත වූ බව හෙලිවී තිබුනත් 2006 වසරේදී කෙරුනු සමීක්ශනයන්ට අනුව ක්ෂීරපථය හි ස්කන්ධය M31 හි ස්කන්ධයෙන් 80% බව වාර්තා විය. එමෙන්ම තවත් වර්ශ බිලියන 4.5 ක් ඉක්මවා ගිය කල මෙම මන්දාකිණි දෙක එකිනෙක හා සමඟ ගැටීමකට ලක්වේ යයිද අනාවකි පලකර තිබේ.

දෘශ්‍ය විශාලත්වය (apparent magnitude) 3.4 ක් වන M31 දීප්තිමත්ම Messier ආකාශ වස්තු වලින් එකක් වන බවින්, සඳ නැති රාත්ත්‍රියකදී වූවත් අලෝකය දූෂණයට ලක්වූ ප්‍රදේශයන්හී දී පවා පියවි ඇසට දක්නට හැක. සඳ මෙන් හය ගුණයක් පමන විශාලත්වයකින් යුතුව දුරේක්ශ ගත කල හකි මෙහි පියවි අසට හා දෙනෙතියට හසුවන්නේ දීප්ති තීව්‍රතාවයෙන් වැඩි මධ්‍ය ප්‍රදේශය පමනි.


නිරීක්ෂණ ඉතිහාසය[සංස්කරණය]

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය - ඉසාක් රොබර්ට්ස්

පර්සියානු තාරකා විද්‍යාඤ අබ්දුල් අල්-රහමාන් අල්-සුෆි - ("Abd al-Rahman al-Sufi"), "Book of Fixed Stars" පිලිඹඳ වූ ග්‍රන්ථයෙහි ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව කුඩා වලාවක් ("small cloud") ලෙස දක්වා ඇත. මෙම කාලය තුල තාරකා සිතියම් වලද මෙය හඳුන්වා දී අත්තේ "Little Cloud" ලෙස වේ. ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව පිලිඹ්ඳව දුරේක්ශීය නීරීක්ෂණ පදනම් කොට ගත් සවිස්තරය 1612 දී "Simon Marius" විසින් ඉඩිරිපත් කෙරිණි. 1764 දී "charles Messier" විසින් මෙය M31 ලෙස නාමාවලි ගත කරන ලදි.එබැවින් සාවද්‍ය ලෙස ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව සොයා ගනු ලබූයේ ඔහු විසින්යැයි සලකන ලද්දේ Al-sfi ගේ ඉහත සොයා ගැනීම නොසලකා හරිමිනි. 1785 දි තාරකා විද්‍යාඤ William Hersebel මෙහි මධ්‍ය කාලාපයේ ඇති දුර්වල රතු පැහැයක් නීරීක්ශණය කලේය. ඔහු විශ්වාස කල අන්දමට M31,මහා නිහාරිකාවට (Great Nebula) ආසන්නව වූ අතර එහි විශාලත්වය අනුව Sirius තාරකාවට වඩා 2000 ගුනයකට නොවැඩි දුරකින් පිහිටියේ යයි නිගමනය කළේය.

1864 දී William Huggins විසින් M31 හි වර්ණාවලිය නිරීක්ෂණය කිරීමෙන් සොයා ගනු ලැබූයේ M31 වායුමය නිහාරිකාවට වඩා වෙනස් බවයි. වස්තුවේ රසායනික ව්‍යුහය හඳුනා ගැනීමට උපකාර වන අඳුරු අවශෝශණ රේඛා සම්ඟ අධිස්ථාපනයෙන් M31 සංගතික සංගණනයක් පෙන්නුම් කලේය. ඇන්ඩ්‍රොමීඩා නිහාරිකාවට අයත් වර්ණාවලි අතිශය ලෙස තනි තාරකාවකට අයත් වර්ණාවලියකට සමාන විය. මෙමඟින් M31 නිහාරිකාවට තාරීය ස්වභාවයක් පවතී යයි නිගමනයකට එලඹීය. 1885 දී ඇන්ඩ්‍රොමීඩා තුලින් සුපිරිනෝවාවක් දිස්වී ඇත. මෙය මන්දාකිණිය තුලින් පලමු වරට නිරීක්ශණය වූවකි. එම කාල වකවානුව තුල M31 අපට ආසන්නතම මන්දාකිණිය ලෙස සැලකූ බවද දුර්වල දීප්තියකින් යුක්ත වූ මෙම අවස්ථාව සුපිරිනෝවාවක් නොව නෝවාවක් ලෙස "Nova 1885" හඳුන්වන ලදි.


විශ්ව දූපත.[සංස්කරණය]

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටයේ පිහිටීම

1917 දී අමරිකානු ජාතික විඩ්ය හර්බර් කර්ටිස් ඔස්ලන් M31 හි නෝවාවක් හඳුනාගන්නා ලදි. ඡායාරූප වාර්තා සෙවුම් තුලින් තවත් නෝවාවන් 11ක් පමන වාර්තා කරගෙන ඇත. මෙම සොයාගත් නෝවාවන් අභ්‍යවකාශයේ හටගත් අනෙකුත් නෝවාවන්ට වඩා අනුපාතික වශයෙන් දස ගුනයකින් පමණ දීප්තියෙන් අඩු බවද ඔහු ඉදිරිපත් කළේය. මෙහි ප්‍රථිඵලයක් වශයෙන් M31 ට පවතින දුර අලෝක වර්ෂ 500 000ක් (3.2 * 1010 AU / සෞර ඒකක ) බව ඔහු තීරනය කලේය. එබැවින් "විශ්ව දූපත්" කල්පිතයේ යෝජකයා බවට හර්බර් කර්ටිස් පත් විය. තවද මෙම කල්පිතය, සර්පිලාකාර නිහාරිකාවන්ගෙන් වෙන්ව, ස්වාධීනව පවතින මන්දාකිණි යන සංකල්පයටද ඉවහල් විය.

1920 දී, ක්ෂීරපථයේ ස්වභාවය, සර්පිලාකාර නිහාරිකාවන් සහ විශ්වයේ මානයන් සැලකිල්ලට භාජනය කරමින් හර්ලෝ ෂර්ප්ලි සහ කර්ටිස් අතර විවාදයක් සිදුවිය. ඔහුගේ මතය ඔප්පු කිරීමට (එනම් ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණිය බාහිර නිහාරිකාවක් බව ) තාරකා විද්‍යාඤ කර්ටිස් අප මන්දාකිණිය තුල සමානව පවතින පටු අඳුරු තීරු ආකාර සලකුනු කර හුවා දැක්වීය. තවද සැලකිය යුතු ලෙස හේතු දැක්වීමට ඩොප්ලර් ආචරනයද එක් කලේය. අර්න්ස්ට් ඌපික් විසින් 1922 දී වඩා වැදගත් සහ සරල තාරකා භෞතීය විද්‍යාත්මක ක්‍රමයක් වන M31 ට අති දුර සෙවීමට යෝජනා කළේය. එහි ප්‍රතිඵලයක් වශයෙන් ඇන්ඩ්‍රොමීඩා නිහාරිකාව අප මන්දාකිණියෙන් පාසෙක් 450 000 ක් පමන (එනම් ආලෝක වර්ෂ 1500000) ඈත දුරකින් පිහිටන බව නිර්ණය විය. 1925 දී, විවාදය සමතයකට පත් කරමින් එඩ්වින් හබල්, බාහිර තාරකා මණ්ඩලයට අයත් සීෆඩ් විචල්‍ය තාරකා (cephied variable stars) පළමු වරට අභ්‍යවකාශ ඡායාරූප වලින් හඳුනා ගන්නා ලදි. මෙම ඡායාරූප මීටර් 2.5 හූකර් දුරේක්ශය (Hooker Telescope) මගින් ලබා ගත් අතර එමඟින් ඇන්ඩ්‍රොමීඩා නිහාරිකාවට අති දුර නිර්ණයට යොදා ගැනින. ඔහුගේ මිනුම් නිශ්චිතවම ආදර්ශණය කළේ මෙය අප ක්ෂීරපථය ට අයත් නොවන තාරකා පොකුරු හා වායු වලින් නිමවී අති බවයි. තවද එය අප මන්දාකිණියට සැලකිය යුතු දුරකින් සම්පූර්නයෙන්ම වෙන්ව පවතින මන්දාකිණියක් බවයි.

ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව තාරකා මණ්ඩල පිලිබඳ අධ්‍යනයේදී ඉතා වැදගත් ස්ථානයක් ගනී. ක්ෂීර පථයට ආසන්නතම මන්දාකිණිය නොවූවත්, එය ආසන්නතම "සර්පිලාකාර" මන්දාකිණිය ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව වීම මෙයට හේතුවයි. ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව මධ්‍ය ප්‍රදේශයේ ඇති තාරකා පිලිබඳ ප්‍රථම වරට ඉදිරිපත් කළේ 1943 දී වෝල්ටර් බේඩේ (Walter Baade) විසිනි. සිදුකල නිරීක්ෂණයන් පදනම් කර ගනිමින්, මන්දාකිණිය තුල වෙන් වෙන් ව, පවතින තාරකා ගහනයක් 2ක් පැහැදිලිව දකින්නට ඔහුට හැකි විය. ඒවා එම තාරකා ගහන වල (Metallicity) හයිඩ්‍රජන් සහ හීලියම් හැර වස්තුවක පදාර්ථ නිමැවී ඇති රසායනික මූලද්‍රව්‍ය වල අනුපාතය, මත පලමු ආකාර මණ්ඩලයට (Disk type 1) අයත් නොමේරූ, අති ප්‍රවේග තාරකා සහ දෙවන ආකාර නෙරීමකට (Bulge type 11) අයත් වයස්ගත රතු තාරකාවන් බවට පැහැදිලි කර නම් කළේ ය. පසුව මෙම නාමකරණය ක්ෂීරපථය තුල හා පිටත තාරකා නාමකරණ ක්‍රියාවලියටද සම්මත කර ගැනිණි. ( මෙම වෙන්ව පවතින තාරකා ගහන ද්විත්වයෙහි පැවැතීම පිලිබඳ මෙයට ඉහත ජෑන් ඌට්ස් ඌට්ස් විසින්ද සඳහන් කර ඇත.) තවද ආචාර්ය බේඩේ විසින් සීපස් විචල්‍යයත් ආකාර 2ක් පවතින බවත් මේ හේතුවෙන් M31 ට ඇති දුරෙහි දෙගුණ වීමක් සිදුවිය හැකි බවද සොයා ගන්නා ලදි. මෙම කල්පිතය මුළු මහත් විශ්වයටම අදාල බවද ඉදිරිපත් කළේය. මෙම කල්පිතය මුළු මහත් විශ්වයට ම අදාල බවද ඉදිරිපත් කළේය.

1950 දී ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ විකිරණ විමෝචන (රේඩියෝ තරංග ),හෙන්බරි බ්‍රවුන් සහ සෙරිල් හෙසර්ඩ් විසින් බෑන්ක් කාලගුණ පරීක්ෂණාගාරයේ අඩි 218 චලන දුරේක්ෂය ( 218 - ft Transit Telescope) මගින් අනාවරණය කර ගන්නා ලදි. (මෙයට ඉහත නිරීක්ෂණ රේඩියෝ විකිරණ තාරකා විද්‍යාවේ පුරෝගාමී ග්‍රෝට් රොබර්ට් - 1940 විසින් ලබා ගැනිණි.) නමුත් මෙම සොයා ගැනීමද අවිනිශ්චිත තත්වයේ පැවතියේය. ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ පලමු රේඩියෝ විකිරණ අනුරූපණ සිතියම් 1950 දී ජෝන් බැඩ්වින් සහ පිරිස විසින් කේම්බ්‍රිජ් තාරකා විද්‍යාඥ සමාගම තුලදී ලබා ගත්තේය. මෙයින් පසුව මන්දාකිණියේ මධ්‍ය (core) 2c 56 ලෙස රේඩියෝ තාරකා විද්‍යා නාමාවලියේ නම් කරන ලදි. ඇන්ඩ්‍රොමීඩික මන්දාකිණිය තුලින් සොයා ගත් පලමු ග්‍රහලෝකය 2009 දී සොයා ගන්නා ලදි. මෙම ග්‍රහලොව සොයා ගැනීමට microlensing තාක්ෂණ ක්‍රමය, එනම්, සුවිශාල වස්තූන් මගින් ආලෝකයේ සිදුවන වික්ෂේපණය තාක්ෂණ ක්‍රමය උපයෝගී කර ගැනුණි.


මෑත කාලීන දුර ගණනයන්[සංස්කරණය]

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණියට ඇති දුර මැනීමට අවම වශයෙන් එකිනෙකට වෙනස් තාක්ෂණික ක්‍රම 4 ක් පමන යොදාගෙන ඇත. 2003 දී අධෝරක්ත කිරණ පෘෂ්ථි උච්ඡාව මගින් ද, 2001 දී, (metallicity corrections) භාවිතයෙන්ද මෙගා අලෝක වර්ශ 2.57 ± 0.06 බව සාධනය කරන ලදි. සීපස් විචල්‍ය ක්‍රමය භාවිතයෙන් එය මෙගා අලෝක වර්ශ 2.51±0.13 බව 2004 දී අනාවරණය කෙරිනි. 2005 වර්ශයෙදී අභ්‍යවකාශය අධ්‍යතනය පිළිබඳව කතලොඑනියානු ආයතනය (CSIC, Institute for Space Studies of Catalonia (IEEC)) හි තාරකා විද්‍යාඤයින් පිරිසක් Eclipsing binary star (ග්‍රහණය වන තරු ද්විත්වයක්) ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව තුල නිරීක්ෂණය කර ඇත. මෙම ද්විත්ව තාරකාව M31VJ00443799+4129236 ලෙසින් නම් කෙරිණි. එය දීප්තිමත් උණුසුම් නිල තාරකා දෙකකින් ( O සහ B වර්ගයෙන්) නිර්මාණය වුවකි. මෙම යුගලය සෑම දින 3.54969 කට වරක් ග්‍රහණයට ලක්වන අතර විද්‍යාඤයින් විසින් එම තාරකා වල ප්‍රමාණය ගණනය කරන ලදී. ප්‍රමාණය සහ උෂ්ණත්වය මත පදනම්ව ඒවායේ නිරපේක්ෂ විශාලත්වය ගණනය කෙරිණි. දෘශ්‍ය සහ නිරපේක්ෂ විශාලත්වය දන්නා විට එමගින් එම තාරකා වලට ඇති දුර ව්‍යුත්පන්න කරගත හැක. මෙම තාරකා ද්විත්වය මෙගා ආලෝක වර්ෂ 2.52 ± 0.14 (770 ± 43 kpc) දුරින් පිහිටන බවත්, ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණිය මෙගා ආලෝක වර්ෂ 2.5 (770 kpc) දුරින් පිහිටන බවත් නිගමනය කෙරිණි. මෙම ලබාගත් නව අගයන්, පැරණි සීපස් විචල්‍ය ක්‍රමයෙන් ලබාගත් අගයට බොහෝ දුරට සමාන විය.

ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවට තරමක් ලඟින් පිහිටි බැවින් දුර නීර්ණය සඳහා Tip of the Red Giant Branch (TRGB) ක්‍රමයද යොදා ගත හැකි විය. ඇස්තමේන්තු ගත කල අගයන්ට අනුව M31 ට දුර මෙගා ආලෝක වර්ශ 2.56+-0.03 (480+-) බව 2005 දී නිශ්චය කරන ලදී. මෙම සියලු අගයන් සංයුක්ත කොට දැක්වීමෙන් නියම අගය මෙගා ආලෝක වර්ශ 2.54 ± 0.06 (780 ± 18 KPC ) බවට නිශ්තිතවම දැක්වීය. ඉහත අගය මත පදනම් ව M31 හි විෂ්කම්භය එහි පුළුල්තම ලක්ෂයන් අතර දුර ( විෂ්කම්භය) කිලෝ ආලෝක වර්ශ (141 ± 3 KLY ) බවද වාර්තා ගත කෙරින. ත්‍රිකෝණමිතික ටන්ජන අගයන් වලින්න් ඉදිරිපත් කලවිට M31 අහසේ අංශක 3.18 ක ආනතියක් පෙන්න්වයි.


ස්කන්ධය හා දීප්තිය[සංස්කරණය]

ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ ස්කන්ධය (අඳුරු පදාර්ථ ද ඇතුළුව) ආසන්න වශයෙන් 1.22 * 1012 M ( M - සෞර්ය ස්කන්ධ) වන අතර ක්ෂීරපථය 1.9 * 1012 M පමණ වේ. දෝෂ පරාසය විශාල බැවින් නිශ්චිතවම කිව නොහැකි වුවත් ස්කන්ධමය වශයෙන් ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවට වැඩ විශාල බව කිව හැක. කෙසේ වෙතත් ක්ෂීරපථය හා සැලකීමේදී ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවට ඉහල තාරීය ගණත්වයක් ඇති බව ප්‍රකාශ කල හැකිය.

M31 හි ගණනය කල දීප්ති ප්‍රමාණය ආසන්න වශයෙන් 2.6*1010 L ( Solar Luminosity ) වේ. එය අප ක්ෂීරපථයට වඩා 25% ප්‍රමාණයකින් වැඩිය. නමුත් තාරකා නිර්මාණය වීමේ සීග්‍රතාවය අතින් ගත් කල ක්ෂීරපථය ඉදිරියෙන් සිටී. ක්ෂීරපථය සෞර්ය ස්කන්ධ 3 - 5 ක් නිපදවන විට M31 නිපදවන්නේ සෞර්ය ස්කන්ධ 1 ක් පමණි. තවද M31 හා ක්ෂීරපථය සංසන්දනය කිරීමේදී සුපිරි නොවාවක් බිහිවීම අතින්ද ක්ෂීරපථය ඉදිරියෙන් සිටී. මෙයට හේතු ලෙස දක්වන්නේ M31 මෙයට පෙර තාරකා බිහිකිරීමේ කිරීමේ සක්‍රීය අවධියක් පසු කර මේ වන විට නිරෝධන ප්‍රශාන්ත අවධියක පසුවන බවත් ක්ෂීරපථය ක්‍රියාකාරී අවධියක පසුවන බවත්ය, එබැවින් කල් යාමත් සමග ක්ෂීරපථයහි දීප්තිය - M31 ට වඩා ඉහල යා හැකි බවද පැවසේ.

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය - ස්ථානීය කන්ඩායම්

ආකෘතිය[සංස්කරණය]

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය අධෝ-රක්ත ඡායාරූපයක් - ස්පිට්සර් අභ්‍යවකාශ දුරේක්ෂය
ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටය අධෝ-රක්ත ඡායාරූපයක් - ස්පිට්සර් අභ්‍යවකාශ දුරේක්ෂය, 24 මයික්‍රෝ-මීටර
ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටයේ සවාරියක්

දෘශ්‍ය ආලෝකය තුල M31 ගේ දර්ශනය මත පදනම්ව de Vaucouleurs sandage වර්ගීකරන ප්ද්ධතිය තුල M31 තුල වර්ග කරනු ලබා ඇත්තේ SA(s)b වර්ගයට අදාලවයි. 2MASS සමීක්ෂණ වාර්තා පෙන්නුම් කරන පරිදි ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව ක්ෂීරපථය පරිදිම දන්ඩාකාර මාධ්‍යක් ඇති සර්පිලාකාර මන්දාකිණියකි. එමෙන්ම දන්ඩාකාරය ඍජුවම එහි අක්ෂය ඔස්සේ පවතින බවත් දක්වා ඇත. 2005 දී තාරකා විද්‍යාඤයින්විසින් දුරේක්ෂය භාවිතා කරමින් තුනී ලෙස විසිරි පවතින තාරකා සැබවින්ම එහි ප්‍රධාන තැටියට අයත් බව සොයා ගැණිනි. එනම් පෙර ගණනය කල විෂ්කම්භයට වඩා ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ සර්පිලාකාර තැටිය තුන් ගුණයකින් විශාල වේ. එය විශාල වශයෙන් තාරකා පැතිරුණු තැටියක් බවත් විශාලත්වය අතින් ආලෝක වර්ශ 220 000 (64 000 PC) පමණ වේ.පෙර අගය ආලෝක වර්ශ 70 000 සිට 120 000 දක්වා විය හැකි බව පැවසිය නමුත්, එය නිවැරදි නොවන බව ඉහත කරුණු වලින් මනාව ඔප්පු වේ.

පෘථිවිය සාපේක්ෂව අංශක 77 ක ආනතියකින් ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව පිහිටයි.

වර්ණාවලීක්ෂ අධ්‍යනයන්ට අනුව M31 හි භ්‍රමණ ප්‍රවේගය මාධ්‍යයේ සිට අරයන් අනුව වෙනස් වන බව තහවුරු කරගෙන තිබේ. මාධ්‍යය ආසන්නයේ ප්‍රදේශයේ භ්‍රමණ ප්‍රවේගය තප්පරයට කිලෝ මීටර 225 ක් පමණ ඇති උච්ඡ අවස්ථාවකට පත්විය හැකි අතර ආලෝක වර්ෂ 1300 ක අරයක් තුල මෙම ප්‍රවේගය අවම වශයෙන් තප්පරයට කිලෝ මීටර 50 ක් දක්කවා පහල බැසීමක් විය හැක. අරය ආලෝක වර්ෂ 33000 සිට නැවතත් එකී ප්‍රවේගය උච්ඡතම අවස්ථාවට ළඟා වීමක් සිදුවේ. මෙම ප්‍රවේග ගණනයෙන් න්‍යෂ්ඨික මධ්‍යයේ ස්කන්ධ සාන්ද්‍රණය 6 * 109 M බවට ව්‍යත්පන්න කර තිබේ. මන්දාකිණියේ සමස්ථ ස්කන්ධය රේඛීය ආලෝක වර්ෂ 45000 ක දුරේක්ෂ දක්වා ඉහල යන අතර අරයෙන් ඔබ්බට ක්‍රමයෙන් අඩු වන බව සොයාගෙන තිබේ.

ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ සර්පිලාකාර බාහු, H 11 කලාප වලින් මායිම් වන අතර පුළුල් ලෙස පැතිරුනත් තදින් එකිනෙකා හා බැඳීපවතින ආකාරයක් පෙන්වයි. මෙම සර්පිලාකාර බාහු දක්ශිණාවර්තව පවතින බව නිරවද්‍ය අණුරූපන පෙන්වා දෙයි. තවද අලෝක වර්ෂ 13000 කින් පමණ එකිනෙකාට ඈත්ව පිහිටි නමුත් එකට ඈඳුනු මධ්‍යයෙන් ආලෝක වර්ෂ 1600 ක් පමන දුරින් පිහිටා ඇත. මෙම සර්පිලාකාර ආකාරයට හේතුව වශයෙන් තරකා විද්‍යාඤයින් ඉදිරිපත් කරන්නේ M32 සමඟ සිදුවන අන්තර් ක්‍රියාවලියයි. මෙහි උදාසීන හයිඩ්‍රිජන් වලාවන්ගේ විස්ථාපන මගින් පැහදිලිව විස්තර කල හැක.

1998 දී යුරෝපානු අභ්‍යවකාශ ඒජන්සිය පහැදිලි කලේ ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණියේ සම්පූර්න හැඩය කවාකාර මන්දාකිණි හැඩයකට සංක්‍රමණය වෙමින් පවතින බවයි. එහි පවතින වායු හා දූවිලි අතිච්ඡාදනය වන මුදු කිහිපයක ආකාරයක් ගත හකි බවත් එයින් ප්‍රමුඛතම මුදුව අලෝක වර්ෂ 32000 ක අරයකින් යුක්ත විය හැක. මෙය ශීත දූවිලි වලාවකින් පිරී ඇති බැවින් මෙය දෘශ්‍ය අලෝකයෙන් සැඟව පවතී. ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ අභ්‍යන්තර කලාප සමීප ලෙස නිරීක්ශණය කිරීමේදී පෙනී යන්නේ වසර මිලියන 200 කට ඉහත M32 සමඟ ඇතිවූ අභ්‍යන්තර ක්‍රියාවලිය මගින් අතිවූ තවත් කුඩා දූවිලි වලල්ලක් අති බවයි, ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ තැටිය අසලින් M32 ගමන් කිරීමේදී අති වූ ගටුමෙන් M32 හි ස්කන්ධයෙන් භාගයක් පමන ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව විසින් ලබාගෙන මෙම දූවිලි වලාව අතිවූ බව උපකල්පනය කර ඇත.

2005 වසරේදී තාරකා විද්‍යාඥයින් විසින් නව වර්ගයේ තාරකා පොකුරක් M31 තුලින් සොයා ගැණුනි. එය තාරකා සියත්-දහසකින් පමන සමන්විත වේ. මෙය ගෝලාකාර තරු පොකුරු ආකාරයෙන් වෙනස් වන්නේ ආලෝක වර්ෂ කීපයක් දුරකට පැතිරුනු ඝණත්වය හේතු කොට ගෙනය.

න්‍යෂ්ඨිය[සංස්කරණය]

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා චක්‍රාවාටයෙහි පවතිය හකි හරයන්

M31, මධ්‍ය ඝණ සුසංහිත තරු පොකුරකින් සමන්විත වේ. විශාල දුරේක්ෂයකින් නිරීක්ෂණය කිරීමේදී විසිරුණු තරු සහිත නෙරීමක් පෙන්වයි. මෙහි දීප්තිය අතින් ගත් කළ උපරිමයක් ලෙස සැලකිය හැක. 1991 දී ටොඩී ලෝර් හබල් දුරේක්ශය උපයෝගී කොට ගනිමින් ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ අහ්‍යන්තරය නිරීක්ශනයට ලක් කලේය. එහිදී අලෝක වර්ෂ 4.9 කින් එකිනෙකාට වෙන්ව පවතින ඝනත්ව ද්විත්වයක් න්‍යශ්ඨිය තුලින් දක්නට ලැබිණි. දීප්තිමත් ඝනත්වය (P1) මන්දාකිණි මධ්‍යයෙන් පිටතට පිහිටා අති අතර ඩිමර ඝනත්වය (P2) මන්දාකිණි මධ්‍යට වැටෙන පරිදි පිහිටා ඇත. තවද P2 තුල 3 - 5 * 107 M පමණ ස්කන්ධයකින් යුත් කළු කුහරයක් පවතින බවද සොයාගෙන ඇත.

මෙම නිරීක්ශිත ද්විත්ව න්‍යෂ්ඨිය පැහදිලි කිරීම සඳහා ස්කෝට් ට්‍රිමේන් පහත කල්පිතය ගොඩනගන ලදි. P1 හි ඝනත්වය මධ්‍ය කළු කුහරය වටා පවතින තාරකා තැටියක ප්‍රක්ෂේපනයක් ලෙසද P2 හි ඝනත්වය A වර්ගයට අයත් උනුසුම් වර්ණාවලි තාරකා සමූහයකින්ද සමන්විත වන බව සඳහන් වේ.

පැහැදිලිව, 1968 දී ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව එක්ස් - කිරණ (X-Ray) මගින් අනාවරණය කරගනීමට නොහැකි විය. පසුව ඉහල ආකාශ ගත කල බැලූනයකට එහි එක්ස් - කිරණ අනාවරණය කර ගත හැකි විය.

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණිය තුලින් එක්ස් - කිරණ ප්‍රභව කීපයක් අනාවරනය විය. රොබින් බර්නාර්ඩ් උප කල්පනය කල ආකාරයට මේවා කළු කුහර බවට පත්වෙමින් තාරකා හෝ නියුට්‍රෝන තාරකාවක් විය හැක. තවඩ ඒවා තුල පිහිටි වායූන් තාපනයට ලක්කර අති විශාල උශ්ණත්වයක් උත්පාදනය කිරීමක් එක්ස් - කිරණ පිට කිරීමක් සිදු කරයි. නියුට්‍රෝන තාරකාවේ සහ කළු කුහර වල වර්ණාවලි සමාන වූවත් ස්කන්ධ වල වෙනසක් මගින් ඒවා හඳුනා ගත හැක. ආසන්න වශයෙන් ගෝලාකාර තාරකා පොකුරු 460 කින් පමන ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව අන්තර්ගතය. මෙයින් ස්කන්ධයෙන් උපරිම ලෙස හඳුනාගෙන අත්තේ Mayall ii නම් තරු පොකුරයි. මෙය ස්තානීය කන්ඩායමට (Local Group) මන්දාකිණි පොකුර තුල පවතින දීප්තියෙන් වඩිම වේ. තවද එය මන්දාකිණි පොකුර තුල පවතින ඩීප්තියෙන් වඩිම තාරකාව වේ. තවද එය තාරකා මිලියන කීපයකින් සමන්විත වන අතර ඔමේගා සෙන්චූරි මෙන් දෙගුනයක දීප්තියෙන් යුක්ත වේ (එය අප ක්ෂීරපථයේ දීප්තියෙන් උපරිම තරු පොකුර ද වේ). මෙම Mayall ii තරු පොකුරු තරු ඝහණ කීපයකින් සමන්විත වන අතර මෙය සාමාන්‍ය ගෝලාකාර ග්‍රහණයකට වඩා උපරිම තාරකා ගණනකින් සමන්විත වේ. එබවින් එය ඇන්ඩ්‍රොමීඩාව විසින් මෙයට ඉහත ගිලගන්නා ලද වාමන මන්දාකිණියක ශේෂ ලෙසද සලකයි.

උපග්‍රහයන්[සංස්කරණය]

ක්ෂීරපථය ලෙසම ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවටඩ පරිවාර මන්දාකිණි පවතී. ඒවාට වාමන මන්දාකිණි 14ක් ද ඇතුලත් වේ. හොඳින් අසා පුරුදු M32 හා M110 යනු M31 හි පරිවාර මන්දාකිණි වේ. 2006 වසරේදී සොයාගත් පරිදි පරිවාර මන්දාකිණි 9ක් ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ මධ්‍ය ඡේදකය ඔස්සේ පිහිටයි.

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා - ක්ෂීරපථ ගැටුම[සංස්කරණය]

ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණිය, තත්පරයට කිලෝ මීටර 100ත් 140ත් අතර (තත්පරයට සෑතපුම් 62-87) එනම් අවුරුදු මිලියනයකට ආලෝක වර්ශ 400ක වේගයෙන් ක්ෂීරපථ මන්දාකිණිය වෙත ලඟා වෙමින් පවතී. මේ නිසා "Blueshift" ආචරනයට ලක්වන මන්දාකිණි කීපයට ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවද අයත් වේ.එබවින් තවත් අවුරුදු බිලියන 4.5කින් ක්ෂීරපථ මන්දාකිණියත් ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දකිනියත් එකට ගැටීමකට ලක්විය හැකි බවට සැක පහල කරයි. නමුත් ක්ෂීරපථයේ අභිලම්බ ප්‍රවේගයට සාපෙක්ශව ඇන්ඩ්‍රොමීඩාවේ අභිලම්බ ප්‍රවේගය ගණනය කොට අත්තේ ආසන්න ලෙස දශම ස්ථාන 2කට පමනි. මෙම ගැටීමෙන් සිදුවිය හැකි ප්‍රතිඵලය නම් මන්දාකිණි දෙකම ඒකාබද්ධ වීමෙන් යෝධ ඉලිප්සීය මන්දාකිණියක් බිහි වීමයි. මන්දාකිණි ගනයන් තුල මෙවැනි සන්සිද්ධීන් නිතර සිදුවන්නකි. මෙම ගැටීම නිසා පෘථිවියේත් සෞරග්‍රහ මන්ඩලයේත් ඉරනම කෙසේ වෙනස් වේවිදැයි තවමත් සැක සහිත වේ. යම් හෙයකින් මන්දාකිණි එකතු වීමක් සිදු නොවුවහොත් සෞරග්‍රහ මන්ඩලය ක්ෂීරපථයෙන් ඉවතට ප්‍රක්ශේපනය වීමක් හෝ ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණියට එක් වීමක් සිදුවීමේ සුළු අවස්ථාවක්ද ඇත.


වෙනත් භාහිර ගොණු[සංස්කරණය]