ალაქტიკა — გრავიტაციულად დაკავშირებული მატერიის მასიური სისტემა, რომელიც შეიცავს ვარსკვლავებს, ვარსკვლავურ ნარჩენებს, გაზისა და მტვრის ვარსკვლავთშორის სივრცესა და ბნელ მატერიას — მნიშვნელოვან, მაგრამ თითქმის უცნობ კომპონენტს.[1][2] სიტყვა გალაქტიკა ბერძნულიდანაა წარმოებული „γαλαξίας“ (იკითხება გალაქსია) და ნიშნავს „რძიანს“. ამიტომაც ინგლისურად ჩვენს გალაქტიკას„რძიან გზას“ უწოდებენ, ხოლო ქართულში მას, ძირითადად, „ირმის ნახტომად“ მოიხსენიებენ. გალაქტიკების მრავალფეროვნება იწყება ჯუჯებით, რომლებიც 10 მილიონამდე (107) ვარსკვლავს შეიცავს,[3] და მთავრდება გიგანტებით, რომელთა შემადგენლობაში 100 ტრილიონი (1014) ვარსკვლავი შედის.[4] თითოეული ვარსკვლავი საკუთარი გალაქტიკის მასის ცენტრის ირგვლის მოძრაობს.
გალაქტიკები პლანეტების, ვარსკვლავების, ვარსკვლავთგროვებისა და გარკვეული ტიპის ვარსკვლავთშორისი ღრუბლების სხვადასხვა რაოდენობას შეიცავს. ამ ობიექტებს შორის არის კოსმოსური სხივების, გაზისა და მტვრის მეჩხერი ვარსკვლავთშორისი სივრცე. უმეტეს გალაქტიკათა ცენტრში ზემასიური შავი ხვრელი ბინადრობს. თანამედროვე მოსაზრების მიხედვით, ზემასიური შავი ხვრელი გალაქტიკის აქტიური ბირთვის ძირითადი მომმარაგებელია. ცნობილია, რომ „ირმის ნახტომი“ სულ ცოტა ერთ ასეთ ობიექტს შეიცავს.[5]
ისტორიულად, გალაქტიკები კატეგორიებად იყო დაყოფილი მათი ხილული ფორმების მიხედვით, რომელსაც ჩვეულებრივ ვიზუალურ მორფოლოგიას უწოდებენ. გავრცელებული ფორმა არის ელიფსური გალაქტიკა,[6] რომელსაც ელიფსის ფორმის სინათლის მოხაზულობა აქვს. სპირალური გალაქტიკები დისკოს ფორმისაა მტვრიანი, მრუდე მკლავებით. უჩვეულო ფორმისა და უსწორომასწორო გალაქტკებსარაწესიერი გალაქტიკები ეწოდება[7] და ჩვეულებრივ წარმოიქმნება მეზობელი გალაქტიკების გრავიტაციული მიზიდულობის შეწყვეტით. ასეთი ურთიერთქმედება ერთმანეთთან ახლოს მდებარე გალაქტიკებს შორის, რომელიც საბოლოოდ შეჯახებით მთავრდება, ზოგჯერ იწვევს ვარსკვლავების წარმოქმნის შესამჩნევად ზრდად შემთხვევებს.
ხილულ სამყაროში 170 მილიარდზე მეტი გალაქტიკაა.[8] გალაქტიკათა უმეტესობის დიამეტრი 1000-დან 100 000 პარსეკამდეა და ერთმანეთისგან მილიონობით პარსეკის (ან მეგაპარსეკი) მანძილითაა დაშორებული. გალაქტიკათშორისი სივრცეში (სივრცე გალაქტიკებს შორის) გათხელებული გაზია, რომლის საშუალო სიმჭიდროვე კუბურ მეტრზე ერთი ატომია. გალაქტიკათა უმეტესობა არც სრულიად შემთხვევითაა დალაგებული, არც სრულიად განსაზღვრული წყებათა ერთობლიობით, რომელსაც გალაქტიკათა ჯგუფები ან გროვები ეწოდება, რომელიც, მეორე მხრივ, უფრო დიდ ზეგროვებს წარმოქმნის. უდიდეს მასშტაბებზე ეს გაერთიანებები დალაგებულია ფილამენტებად და ქსოვილებად, რომლებიც გარშემორტყმულია უზამაზარი ვოიდებით (სიცარიელით).[9]
სიტყვა „გალაქტიკა“ ბერძნულიდანაა წარმოებული ჩვენი გალაქტიკისთვის: „γαλαξίας“ („რძიანი“) ან kyklos ("წრე") galaktikos („რძიანი“).[11] რასაკვირველია, ეს სახელი მისი გარეგნობის გამო შეერქვა. ბერძნულ მითოლოგიაში, მოკვდავი ქალისგან შეძენილი ვაჟი - ჩვილი ჰერაკლე ზევსმა მძინარე ჰერას მკერდზე მიუწვინა, რა დროსაც ჩვილმა მისი ღვთიური რძე დალია, რის შედეგადაც იგი უკვდავი გახდა. ჰერას მაშინ გამოეღვიძა, როდესაც ჰერაკლე მის ძუძუს წოვდა; ჰერა მიხვდა, რომ საკუთარი რძით ის უცნობ ბავშვს კვებავდა. მან ჩვილი სასწრაფოდ მოიშორა მკერდიდან, რა დროსაც მისი რძის შხეფები ღამის ცას შეესხა, რამაც ბუნდოვანი სინათლის ზოლები წარმოქმნა, რომელსაც „რძიანი გზა“ უწოდეს.[12][13]
ასტრონომიულ ლიტერატურაში დიდ ასოზე დაწყებული სიტყვა „Galaxy“ ჩვენი გალაქტიკის, „ირმის ნახტომის“, აღსანიშნად გამოიყენება, რათა არ აგვერიოს სხვა მილიარდობით გალაქტიკაში. ინგლისური ტერმინი „Milky Way“ ჩოსერის ერთ მოთხრობას უკავშირდება:
"See yonder, lo, the Galaxyë
Which men clepeth the Milky Wey,
For hit is whyt."
— ჯეფრი ჩოსერი. დიდების სახლი, 1380.[11]
Which men clepeth the Milky Wey,
For hit is whyt."
— ჯეფრი ჩოსერი. დიდების სახლი, 1380.[11]
როცა უილიამ ჰერშელმა 1786 შექმნა ღრმა ციური სხეულების კატალოგი, მან გამოიყენა სახელი „სპირალური ნისლეული“ გარკვეული ობიექტებისთვის, როგორიცაა M31 (ანდრომედას გალაქტიკა). შემდეგ ეს აღიარებულ იქნა, როგორც ვარსკვლავების უზარმაზარი თავმოყრა, როცა ამ ობიექტებამდე ნამდვილი მანძილის დადგენა დააფასეს, შემდეგ ის მოიხსენიეს, როგორც კუნძულისებრი სამყაროები. თუმცა, იმ დროს სიტყვა „სამყაროს“ მნიშვნელობა ესმოდათ, როგორც არსებობის მთლიანობა, ამიტომ ეს
ბერძენმა ფილოსოფოსმა დემოკრიტემ (ძვ.წ. 450-370) ივარაუდა, რომ ღამის ცაზე არსებული კაშკაშა რკალი, რომელსაც „რძიანი გზა“ ეწოდება, შეიძლება შორეულ ვარსკვლავებს შეიცავდეს.[19] თუმცა,არისტოტელეს (ძვ.წ. 384-322) სჯეროდა, რომ „რძიანი გზის“ გამომწვევი მიზეზი იყო „ზოგიერთი ვარსკვლავის ცეცხლოვანი ღრმად ამოსუნთქვის აალება, რომლებიც უზარმაზარი, ურიცხვი და ერთმანეთთან ახლოს მყოფი იყო“ და რომ “აალება ატმოსფეროს ზედა ნაწილში ხდება - მსოფლიოს რეგიონში, რომელიც უწყვეტია ზეციური მოძრაობებით“.[20] ნეოპლატონისტ ფილოსოფოსი ოლიმპიოდორ უმცროსი (495-570 ახ.წ.) მეცნიერულად კრიტიკულად უყურებდა ამ შეხედულებას. მისი თქმით, თუ „რძიანი გზა“ სუბლუნარული (მთვარესა და დედამიწას შორის მოთავსებული) იყო, მაშინ ის უნდა გამოჩენულიყო განსხვავებულად სხვადასხვა დროსა და ადგილიდან, და მას უნდა ჰქონოდა პარალაქსი, რომელიც სინამდვილეში არ აქვს. მისი შეხედულებით, „რძიანი გზა“ ღვთაებრივი იყო. ეს მოსაზრება მოგვიანებითისლამურ სამყაროში ძალზე გავლენიანი გახდა.[21]
მოჰანი მოჰამედის თანახმად, არაბმა ასტრონომმა ალჰაზენმა (965-1037) პირველად სცადა, დაკვირვებოდა და გაეზომა „რძიანი გზის“ პარალაქსი[23] და მან, აქედან გამომდინარე, „დაასკვნა, რომ რადგანაც „რძიან გზას“ არ აქვს პარალაქსი, ის ძალიან შორს იყო დედამიწიდან და არ ეკუთვნოდა ატმოსფეროს“.[24] სპარსელმა ასტონომმაალ-ბირუნიმ (973-1048) ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომის“ გალაქტიკა იყო “ბუნდოვანი ვარსკვლავების უთვალავი ბუნების ფრაგმენტის გროვა“.[25][26] ანდალუზიელმაასტრონომმა იბნ ბაჯაჰმა კი ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომი“ შედგებოდა მრავალი ვარსკვლავისგან, რომლებიც თითქმის ერთმანეთს ეხება და უწყვეტ სურათად ჩანს სუბლუნარული მატერიისგან[27] გამოწვეული გარდატეხის ეფექტის გამო. თავისი დაკვირვების დასამოწმებლად კი მტკიცებულებად მოიყვანა იუპიტერისა და მარსისშეერთება ღამის ცაზე. ეს ხდება მაშინ, როცა ეს ობიექტები ერთმანეთთან ახლოსაა.[20] XIV საუკუნეში სირიაში დაბადებულმა იბნ ქაიიმ ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომი“ იყო „პაწაწინა ვარსკვლავების უთვალავი რაოდენობა, რომელიც თავმოყრილია ერთად უძრავი ვარსკვლავების სფეროში“.[28]
ის ფაქტი, რომ „ირმის ნახტომი“ უამრავ ვარსკვლავს შეიცავს, გალილეო გალილეიმ დაამტკიცა 1610 წელს, როცა მან გამოიყენა ტელესკოპი ჩვენი გალაქტიკის შესასწავლად და აღმოაჩინა, რომ მასში ურიცხვი რაოდენობის მკრთალი ვარსკვლავი შედის.[29][30] ინგლისელმა ასტრონომმა თომას რაითმა 1750 წელს თავის გამოცემაში, სახელად „სამყაროს თავდაპირველი თეორია ან ახალი ჰიპოთეზა“, ივარაუდა (სწორად), რომ გალაქტიკა შეიძლება ყოფილიყო უამრავი ვარსკვლავის, რომლებიც ერთმანეთთან გრავიტაციულადაა დაკავშირებული, მბრუნავი სხეული, მზის სისტემის მონათესავე, ოღონდ ბევრად დიდ მასშტაბებზე. წარმოქმნილი ვარსკვლავების დისკოს დანახვა ჩვენი გადმოსახედიდან (დისკოს შიგნით) შესაძლებელია, როგორც ზონარი ცაზე.[31][32] 1755 წელს ტრაქტატში იმანუელ კანტმა გულმოდგინედ დაამუშავა რაითის იდეა „ირმის ნახტომის“ სტრუქტურის შესახებ.[33]
„ირმის ნახტომის“ ფორმისა და მასში ჩვენი მზის ადგილმდებარეობის განსაზღვრა პირველად უილიამ ჰერშელმა სცადა 1785 წელს. მან დიდი სიზუსტითა და სიფრთილით დათვალა ვარსკვლავების რაოდენობა ცის სხვადასხვა რეგიონში. მან შექმნა გალაქტიკის ფორმის დიაგრამა, სადაც მზის სისტემა ცენტრთან ახლოს იყო..[34][35] დახვეწილი მიდგომით აკობ კაპტეინმა 1920 წელს მიიღო სურათი პატარა (დიამეტრი 15 კილოპარსეკი) ელიფსოიდური გალაქტიკისა, სადაც მზე ცენტრთან ახლოს იყო. განსხვავებული მეთოდი ჰარლოუ შაპლიმ გამოიყენა, რომელიც დაფუძნებული იყო სფერული გროვების დაკატალოგებაზე. ამან კი რადიკალურად განსხვავებული სურათი მიაღებინა: ბრტყელი დისკო დიამეტრით 70 კილოპარსეკი და მზე ცენტრიდან ძალიან შორს.[32] ორივე ანალიზი შეცდა იმაში, რომ უგულებელყვეს სინათლის შთანთქმა ვარსკვლავთშორისი მტვრის მიერ, რომელიც გალაქტიკურ სიბრტყეზე მდებარეობს, მაგრამ მას შემდეგ, რაც რობერტ იულიუს ტრამპლერმა გაზომა ეს ეფექტი 1930 წელს ღია გროვების შესწავლით, „ირმის ნახტომის“ თანამედროვე სურათი მივიღეთ.[36]
მეათე საუკუნეში სპარსელმა ასტრონომი ალ-სუფიმ ანდრომედას გალაქტიკის ყველაზე ადრეული კვლევები ჩაატარა და იგი აღწერა, როგორც „პატარა ღრუბელი“.[37] ალ-სუფიმ, რომელმაც კვლევები თავის „უძრავი ვარსკვლავების წიგნში“ გამოაქვეყნა, ასევე, აღმოაჩინა მაგელანის დიდი ნისლეული, რომელიც ხილულია იემენიდან, თუმცა არა ისპაჰანიდან. მაგელანის დიდი ნისლეული ევროპელებმა XVI საუკუნეში მაგელანის ვოიაჟამდე ვერ დაინახეს.[38][39] საიმონ მარიუსმა ანდრომედას გალაქტიკა ხელახლა აღმოაჩინა დამოუკიდებლად 1612 წელს.[37] ესენი მხოლოდ ის გალაქტიკებია, რომლებიც ადვილად შესამჩნევია შეუიარაღებელი თვალით, ამიტომ ისინი დედამიწიდან შესწავლილი პირველი გალაქტიკები იყო. თომას რაითმა 1750 წელს თავის პუბლიკაციაში, სახელად „სამყაროს თავდაპირველი თეორია ან ახალი ჰიპოთეზა“, ივარაუდა (სწორად), რომ „რძიანი გზა“ იყო ვარსკვალვების გაბრტყელებული დისკო და რომ ზოგიერთი ნისლეული, რომელიც ღამის ცაზე ჩანს, შეიძლება განცალკევებული „რძიანი გზები“ იყოს.[32][40] 1755 წელს იმანუელ კანტმა გამოიყენა ტერმინი „კუნძულისებრი სამყარო“ ამ შორეული ნისლეულების აღსაწერად.
XVIII საუკუნის დასასრულს ჩარლზ მესიემ შეადგინა კატალოგი, რომელიც 109 ყველაზე კაშკაშა ნისლეულს (ციური სხეულები ღრუბლისებრი გარეგნობით) შეიცავდა, მის შემდეგ კი უფრო დიდი კატალოგი, რომელიც 5000 ნისლეულს შეიცავდა, უილიამ ჰერშელმა შექმნა.[32] 1845 წელს ლორდ როზემ ააგო ახალი ტელესკოპი, რამაც საშუალება მისცა, გაერჩია ელიფსური და სპირალური ნისლეულები. მან, ასევე, შეძლო ამ ნისლეულოებში ცალკეული წერტილოვანი რეგიონების დადგენა, რითაც გაამყარა კანტისეული ვარაუდი.[41]
1912 წელს ვესტო სლიფერმა ყველაზე კაშკაშა სპირალური ნისლეულების სპექტროგრაფიული კვლევები ჩაატარა, რათა განესაზღვრა, იყო თუ არა ისინი შედგენილი იმ ქიმიური ელემენტებით, რაც მოსალოდნელი იყო პლანეტარულ სისტემაში. თუმცა, სლიფერმა აღმოაჩინა, რომ სპირალურ ნისლეულებს მაღალი წითელი წანაცვლება ჰქონდა, რაც იმაზე მიუთითებდა, რომ ნისლეულები იმ სიჩქარეზე სწრაფად მოძრაობდა, ვიდრე „ირმის ნახტომის“ გრავიტაციისგან თავის დასაღწევადაა საჭირო (კოსმოსური სიჩქარე; მაგალითად, დედამიწის გრავიტაციული ველისგან თავის დასაღწევად საჭიროა 8 კმ/წმ, ხოლო შავი ხვრელიდან - სინათლის სიჩქარეც კი არაა საკმარისი). აქედან გამომდინარე, ეს ნისლეულები „ირმის ნახტომთან“ გრავიტაციულად არ იყო დაკავშირებული და შეუძლებელი იყო, გალაქტიკის ნაწილი ყოფილიყო.[42][43]
1917 წელს ჰებერ კარტისმა ზეახალი S Andromedae დააფიქსირა „უზარმაზარ ანდრომედას ნისლეულში“. ფოტოგრაფიული ჩანაწერების თვალიერებისას მან კიდევ 11 ზეახალი იპოვა. კარტისმა შენიშნა, რომ ეს ზეახლები, საშუალოდ, 10 ვარსკვლავიერი სიდიდით მკრთალი იყო, ვიდრე ისინი, რომლებიც ჩვენ გალაქტიკაში ხდებოდა. შედეგად, მან წამოაყენა ვარაუდი, რომ მანძილი 150 000 პარსეკი იყო. ის გახდა ე.წ. „კუნძულისებრი სამყაროების“ დამცველი, რომლის მიხედვითაც სპირალური გალაქტიკები სინამდვილეში დამოუკიდებელი გალაქტიკებია.[44]
1920 წელს ე.წ. „დიდი დებატები“ გაიმართა ჰარლოუ შაპლისა და ჰებერ კარტისს შორის „ირმის ნახტომის“, სპირალური ნისლეულებისა და სამყაროს განზომილებების ბუნების შესახებ. თავისი განცხადების მხარდასაჭერად, რომ „უზარმაზარი ანდრომედას ნისლეული“ გარეშე გალაქტიკა იყო, კარტისმა აღნიშნა, რომ ბნელი ბილიკების გარეგნობა „ირმის ნახტომში“ არსებულ მტვრის ღრუბლებს წააგავს, ასევე შესამჩნევიდოპლერის წანაცვლება.[45]
საკითხი საბოლოოდ 1920-იან წლებში გადაწყდა. 1922 წელს ესტონელმა ასტრონომმა ერნესტ იოპიკმა მანძილის გაზომვის ახალი მეთოდი შემოიტანა, რითაც მხარი დაუჭირა თეორიას, რომ ანდრომედას ნისლეული სინამდვილეში შორეული გალაქტიკა იყო.[46] უილსონის მთაზე არსებული 100 ინჩიანი (250 სმ.) ტელესკოპით ედუინ ჰაბლმა შეძლო, დაენახა ზოგიერთი სპირალური ნისლეულის გარე ნაწილები, როგორც ცალკეულივარსკვლავების შეჯგუფება და, ასევე, აღმოაჩინა რამდენიმე ცვალებადი ცეფეიდი, აქედან გამომდინარე, ამან საშუალება მისცა მას, მანძილი განესაზღვრა ნისლეულებამდე: ისინი ზედმეტად შორს იყო იმისათვის, რომ „ირმის ნახტომის“ ნაწილი ყოფილიყო.[47] 1936 წელს ჰაბლმა შექმნა გალაქტიკების კლასიფიკაციის სისტემა, რომელიც დღესაც გამოიყენება. მას ჰაბლის მიმდევრობა ეწოდება..[48]
1944 წელს ჰენდრიკ ვან დე ჰულსტმა იწინასწარმეტყველა მიკროტალღური გამოსხივება 21 სმ-ის სიგრძის ტალღაში, რომელიც მიიღება ვარსკვლავთსორისი ატომური წყალბადის გაზისგან.[49] ეს გამოსხივება 1951 იქნა შესწავლილი. გამოსხივებამ უზრუნველყო „ირმის ნახტომის“ გაუმჯობესებული შესწავლა, რადგანაც მასზე მტვრის შთანთქმა არ ახდენს გავლენას და მისი დოპლერის წანაცვლების გამოყენება შესაძლებელია გალაქტიკაში არსებული გაზის მოძრაობის ტრაექტორიის განსაზღვრა. ამ დაკვირვებებმა გალაქტიკის ცენტრში მბრუნავი ბარის სტრუქტურის პოსტულაცია წარმოქმნა.[50] გაუმჯობესებული რადიოტელესკოპებით წყალბადის გაზის კვალის დაფიქსირება სხვა გალაქტიკებშიცაა შესაძლებელი.
1970-იანებში გალაქტიკებში არსებულ გაზის ბრუნვითი სიჩქარის კვლევაში, რომელიც ვერა რუბინს ეკუთვნოდა, აღმოჩნა, რომ მთლიანი ხილული მასა (ვარსკვლავებიდან და გაზებიდან) ზუსტად არ ემთხვევა მბრუნავი გაზის სიჩქარეს. გალაქტიკის მოძრაობის ეს პრობლემა იხსნება დიდი რაოდენობით უხილავი ბნელი მატერიის არსებობით.[51][52]
1990-იანების დასაწყისში ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა გაუმჯობესებული დაკვირვებები დაიწყო. სხვა მრავალთა შორის, მან დაამტკიცა, რომ ჩვენს გალაქტიკაში დაკარგული ბნელი მატერია (არსებითად) შეუძლებელი იქნებოდა, რომ მკრთალ და პატარა ზომის ვარსკვლავებში ყოფილიყო.[53] ჰაბლის ღრმა ხედმა - ცის შედარებით ცარიელი ნაწილის უკიდურესად დიდი დაყოვნებით მიღებული ფოტო - უზრუნველყო მტკიცებულება, რომ 125 მილიარდზე მეტი გალაქტიკა არსებობს სამყაროში.[54] გაუმჯობესებულმა ტექნოლოგიამ, რომელიც ადამიანის თვალისთვის უხილავ სპექტრში ხედავს (რადიოტელესკოპები, ინფრაწითელი კამერები და რენტგენის ტელესკოპები), მეცნიერებს საშუალება მისცა, აღმოეჩინათ ის გალაქტიკები, რომელთაც ჰაბლი ვერ ამჩნევდა. გალაქტიკურმა დაკვირვებებმა მრავალი ახალი გალაქტიკა აღმოაჩინა „გაუქმების ზონაში“ - ცის რეგიონი, რომელიც „ირმის ნახტომის“
ჰაბლის კლასიფიკაციის სისტემა ელიფსურ გალაქტიკებს მათ ელიფსურობაზე დაფუძნებით აფასებს: დაწყებული EO-თი, რომელიც თითქმის სფერულია, და დამთავრებული E7-ით, რომელიც ძალიან წაგრძელებულია. ამ გალაქტიკებს ელიფსოიდური მოხაზულობა აქვს, რის გამოც მათი გარეგობა ელიფსურია, ხედვის კუთხის მიუხედავად. მათი გარეგნობა მცირე სტრუქტურას გვიჩვენებს და მათ ჩვეულებისამებრ შედარებით მცირე ვარსკვლავთშორისი მატერია აქვს. ამ გალაქტიკებს, ასევე, აქვს ღია გროვების მცირე ნაწილი და ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნის შემცირებული ტემპი. სამაგიეროდ ასეთი ტიპის გალაქტიკებში დომინანტობს ხნიერი, უფრო განვითარებული ვარსკვლავები, რომლებიც გრავიტაციის საერთო ცენტრის გარშემო მოძრაობს შემთხვევითი მიმართულებებით. ეს ვარსკვლავები მძიმე ელემენტებს მცირე რაოდენობით შეიცავს, რადგან ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესები წყდება თავდაპირველი ანთებისას. ამ თვალსაზრისით მათ რაღაც მსგავსება აქვს ბევრად პატარა სფერულ გროვებთან.[57]
უდიდესი გალაქტიკები გიგანტური ელიფსურებია. თანამედროვე წარმოდგენით, მრავალი ელიფსური გალაქტიკა წარმოიქმნება გალაქტიკების ურთიერთქმედებით, რის შედეგადაც ხდება შეჯახება და შერწყმა. მათ უზარმაზარ ზომამადე შეუძლიათ გაზრდა (მაგალითად, სპირალურ გალაქტიკებთან შედარებით) და გიგანტური გალაქტიკები ხშირად უზარმაზარი გალაქტიკათა გროვებისბირთვთან დაიმზირება.[58] მაღალი ტემპის ვარსკვლავთწარმოქმნადობის გალაქტიკები ასეთი გალაქტიკური შეჯახების შედეგია, რომელიც შედეგად იძლევა ელიფსური გალაქტიკის ფორმირებას.[
Комментариев нет:
Отправить комментарий