एक आकाशगंगा के वजन का सवाल एक खगोलीय चुनौती है, खासकर यदि यह वह आकाशगंगा है जिसमें आप रहते हैं। आश्चर्यजनक रूप से, वैज्ञानिकों ने मिल्की वे के द्रव्यमान को एक बार में निर्धारित करने के लिए कई तरीके प्रस्तावित किए, हाल ही में परिणामों को संक्षेप में प्रस्तुत किया अनुसंधान और सर्वोत्तम मूल्य प्रस्तुत किया।
पहला तरीका आकाशगंगा में तारों की गति का निरीक्षण करना है। मिल्की वे के अधिकांश तारे मोटे तौर पर गांगेय केंद्र के चारों ओर एक घेरे में घूमते हैं। चूंकि गुरुत्वाकर्षण वह बल है जो सितारों को उनकी कक्षाओं में रखता है, आप अपनी कक्षा में द्रव्यमान निर्धारित करने के लिए तारे के वेग और केंद्र से दूरी का उपयोग कर सकते हैं।
सभी तारों की वृत्ताकार कक्षाएँ नहीं होती हैं, लेकिन वे आमतौर पर करते हैं। इसलिए, ज्ञात सितारों के लिए, केंद्र से दूरी पर वेग की निर्भरता के ग्राफ को प्लॉट करना और तथाकथित रोटेशन वक्र प्राप्त करना संभव है। में इस वक्र का मापन आकाशगंगा और अन्य आकाशगंगाएँ पहला प्रमाण बन गईं कि आकाशगंगाओं का द्रव्यमान दृश्यमान सितारों द्वारा समझाए जा सकने वाले द्रव्यमान से कहीं अधिक है। इससे डार्क मैटर का विचार आया।
घूर्णन वक्र विधि के साथ एक समस्या यह है कि हम तारों को केवल एक निश्चित दूरी तक ही माप सकते हैं। अब हम जानते हैं कि हमारी आकाशगंगा का अधिकांश द्रव्यमान केंद्र में केंद्रित नहीं है, बल्कि बाहर की ओर गांगेय प्रभामंडल में फैलता है। इसलिए वैज्ञानिक घूर्णन वक्र से प्रभामंडल के द्रव्यमान का अनुमान लगा सकते हैं, लेकिन वे गोलाकार तारा समूहों की गति का भी निरीक्षण कर सकते हैं।
गोलाकार गुच्छे तारों के चमकीले घने समूह होते हैं। एक गोलाकार क्लस्टर के अंदर तारे गुरुत्वाकर्षण से बंधे होते हैं, जिससे क्लस्टर आकाशगंगा के माध्यम से एक ही वस्तु के रूप में चलते हैं। वे मिल्की वे के आसपास के क्षेत्र में हैं, इसलिए वैज्ञानिक कहते हैं कि उनकी गति को मापने से गांगेय प्रभामंडल के द्रव्यमान को मापने में मदद मिलती है।
गांगेय प्रभामंडल के बाहरी क्षेत्र को मापने के लिए, हम साथी आकाशगंगाओं जैसे मैगेलैनिक बादलों की गति का निरीक्षण कर सकते हैं। मिल्की वे से लगभग 1,4 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर लगभग 60 छोटी आकाशगंगाएँ हैं। उनमें से सभी हमारी आकाशगंगा की परिक्रमा नहीं करते हैं, लेकिन उनमें से कई करते हैं। क्योंकि वे हमारे गांगेय प्रभामंडल के बाहर हैं, उनकी कक्षीय गति हमारी आकाशगंगा के संपूर्ण द्रव्यमान द्वारा निर्धारित की जाती है। इस दृष्टिकोण का एकमात्र दोष यह है कि कक्षाओं में केवल कुछ दर्जन आकाशगंगाओं के साथ, परिणाम विशेष रूप से सटीक नहीं होता है।
ये सभी दृष्टिकोण कक्षीय गति के आधार पर मिल्की वे के द्रव्यमान की गणना करते हैं। हालांकि, वैज्ञानिकों का कहना है कि कुछ विधियां कक्षीय गति पर निर्भर नहीं करती हैं। उनमें से एक बौनी आकाशगंगाओं के ज्वारीय प्रभावों का अध्ययन करना है। हमारी आकाशगंगा के इतिहास में, कई गोलाकार समूह और बौनी आकाशगंगाएँ हैं जो मिल्की वे के मध्य क्षेत्र के बहुत करीब आ गईं और ज्वारीय बलों द्वारा अलग हो गईं। इन आकाशगंगाओं के अवशेष स्टार धाराएँ बनाते हैं जैसे कि धनु धारा। इन धाराओं की गति की गणना करके वैज्ञानिक आकाशगंगा के द्रव्यमान का अनुमान लगा सकते हैं।
एक अन्य दृष्टिकोण हमारी आकाशगंगा से बाहर निकलने वाले तारों का निरीक्षण करना है। कभी-कभी एक तारा लगभग दूसरे तारे से टकरा जाता है और हमारी आकाशगंगा को छोड़ने के लिए पर्याप्त गति प्राप्त कर लेता है। चूंकि पलायन वेग आकाशगंगा के द्रव्यमान पर निर्भर करता है, सितारों के पलायन वेग का एक सांख्यिकीय अनुमान आकाशगंगा का द्रव्यमान देता है। अंत में, वैज्ञानिक आकाशगंगाओं के स्थानीय समूह को देखते हैं, जिसमें एंड्रोमेडा आकाशगंगा और इसकी उपग्रह आकाशगंगाएँ शामिल हैं।
प्रत्येक दृष्टिकोण के अपने फायदे और सटीकता के स्तर हैं, और उनमें से कोई भी अपने आप में XNUMX% सत्य नहीं है। वैज्ञानिकों ने विभिन्न विधियों का औसत सांख्यिकीय मान लिया और हमारी आकाशगंगा के द्रव्यमान का सर्वोत्तम मान कहा जा सकता है। यह एक खरब सौर द्रव्यमान है, प्लस या माइनस कुछ सौ अरब सौर द्रव्यमान।
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