გალაქტიკის აწონვის საკითხი ასტრონომიული გამოწვევაა, განსაკუთრებით თუ ეს არის გალაქტიკა, რომელშიც თქვენ ცხოვრობთ. გასაკვირია, რომ მეცნიერებმა შესთავაზეს რამდენიმე გზა ირმის ნახტომის მასის ერთდროულად დასადგენად, შედეგები შეაჯამეს ბოლო დროს კვლევა და წარმოადგინა საუკეთესო ღირებულება.
პირველი გზა გალაქტიკაში ვარსკვლავების მოძრაობაზე დაკვირვებაა. ირმის ნახტომის ვარსკვლავების უმეტესობა უხეშად მოძრაობს წრეში გალაქტიკური ცენტრის გარშემო. ვინაიდან გრავიტაცია არის ძალა, რომელიც აკავებს ვარსკვლავებს მათ ორბიტაზე, თქვენ შეგიძლიათ გამოიყენოთ ვარსკვლავის სიჩქარე და მანძილი ცენტრიდან მის ორბიტაზე მასის დასადგენად.
ყველა ვარსკვლავს არ აქვს წრიული ორბიტა, მაგრამ ჩვეულებრივ აქვთ. მაშასადამე, ცნობილი ვარსკვლავებისთვის შესაძლებელია ცენტრიდან დაშორებაზე სიჩქარის დამოკიდებულების გრაფიკის გამოსახვა და ე.წ ბრუნვის მრუდის მიღება. ამ მრუდის გაზომვა ში ირმის ნახტომი და სხვა გალაქტიკები გახდა პირველი მტკიცებულება იმისა, რომ გალაქტიკებს გაცილებით დიდი მასა აქვთ, ვიდრე ხილული ვარსკვლავებით აიხსნება. ამან გამოიწვია ბნელი მატერიის იდეა.
ბრუნვის მრუდის მეთოდის ერთ-ერთი პრობლემა ის არის, რომ ჩვენ შეგვიძლია გავზომოთ ვარსკვლავები მხოლოდ გარკვეულ მანძილზე. ახლა ჩვენ ვიცით, რომ ჩვენი გალაქტიკის მასის უმეტესი ნაწილი არ არის კონცენტრირებული ცენტრში, არამედ ვრცელდება გარედან გალაქტიკურ ჰალოში. ასე რომ, მეცნიერებს შეუძლიათ შეაფასონ ჰალოს მასა ბრუნვის მრუდით, მაგრამ მათ ასევე შეუძლიათ დააკვირდნენ გლობულური ვარსკვლავური გროვების მოძრაობას.
გლობულური მტევნები ვარსკვლავების კაშკაშა მკვრივი მტევნებია. გლობულური გროვის შიგნით მყოფი ვარსკვლავები გრავიტაციულად არის შეკრული, რის გამოც გროვები მოძრაობენ გალაქტიკაში, როგორც ერთი ობიექტი. ისინი ირმის ნახტომის მიმდებარე სფეროში არიან, ამიტომ მეცნიერები ამბობენ, რომ მათი მოძრაობის გაზომვა გალაქტიკური ჰალოს მასის გაზომვას უწყობს ხელს.
გალაქტიკური ჰალოს გარე რეგიონის გასაზომად შეგვიძლია დავაკვირდეთ კომპანიონი გალაქტიკების მოძრაობას, როგორიცაა მაგელანის ღრუბლები. ირმის ნახტომიდან დაახლოებით 1,4 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე, დაახლოებით 60 პატარა გალაქტიკაა. ყველა მათგანი არ ბრუნავს ჩვენი გალაქტიკის გარშემო, მაგრამ ბევრი მათგანი ბრუნავს. იმის გამო, რომ ისინი ჩვენი გალაქტიკური ჰალოს გარეთ არიან, მათი ორბიტალური მოძრაობები განისაზღვრება ჩვენი გალაქტიკის მთელი მასით. ამ მიდგომის ერთადერთი ნაკლი ის არის, რომ ორბიტაზე მხოლოდ რამდენიმე ათეული გალაქტიკით, შედეგი არ არის განსაკუთრებით ზუსტი.
ყველა ეს მიდგომა ითვლის ირმის ნახტომის მასას ორბიტალური მოძრაობის საფუძველზე. თუმცა, მეცნიერები ამბობენ, რომ ზოგიერთი მეთოდი არ ეყრდნობა ორბიტალურ მოძრაობას. ერთ-ერთი მათგანია ჯუჯა გალაქტიკების მოქცევის ეფექტის შესწავლა. ჩვენი გალაქტიკის ისტორიაში არის რამდენიმე გლობულური გროვა და ჯუჯა გალაქტიკა, რომლებიც ზედმეტად მიუახლოვდნენ ირმის ნახტომის ცენტრალურ რეგიონს და დაიშალა მოქცევის ძალებმა. ამ გალაქტიკების ნარჩენები ქმნიან ვარსკვლავურ ნაკადებს, როგორიცაა მშვილდოსანი. ამ ნაკადების მოძრაობის გამოთვლით მეცნიერებს შეუძლიათ გალაქტიკის მასის შეფასება.
კიდევ ერთი მიდგომაა დავაკვირდეთ ვარსკვლავებს, რომლებიც ტოვებენ ჩვენს გალაქტიკას. ზოგჯერ ვარსკვლავი თითქმის ეჯახება სხვა ვარსკვლავს და იძენს საკმარის სიჩქარეს, რომ დატოვოს ჩვენი გალაქტიკა. ვინაიდან გაქცევის სიჩქარე დამოკიდებულია გალაქტიკის მასაზე, ვარსკვლავების გაქცევის სიჩქარის სტატისტიკური შეფასება იძლევა გალაქტიკის მასას. და ბოლოს, მეცნიერები უყურებენ გალაქტიკათა ადგილობრივ ჯგუფს, რომელიც მოიცავს ანდრომედას გალაქტიკას და მის თანამგზავრ გალაქტიკებს.
თითოეულ მიდგომას აქვს თავისი უპირატესობები და სიზუსტის დონე და არცერთი მათგანი არ არის XNUMX% ჭეშმარიტი თავისთავად. მეცნიერებმა აიღეს სხვადასხვა მეთოდის საშუალო სტატისტიკური მნიშვნელობა და გამოიტანეს ის, რაც შეიძლება ეწოდოს ჩვენი გალაქტიკის მასის საუკეთესო მნიშვნელობას. ეს არის ტრილიონი მზის მასა, პლუს-მინუს რამდენიმე ასეული მილიარდი მზის მასა.
ასევე წაიკითხეთ: