Cum sunt distribuite galaxiile în univers? Teorie Introducere

Cum sunt distribuite galaxiile în spațiu?

S-a dovedit că această distribuție este extrem de inegală. Majoritatea fac parte din clustere. Clusterele de galaxii sunt la fel de diverse în proprietățile lor ca și galaxiile în sine. Pentru a aduce cel puțin ordine în descrierea lor, astronomii au venit cu mai multe clasificări ale acestora. Ca întotdeauna în astfel de cazuri, nicio clasificare nu poate fi considerată completă. Pentru scopurile noastre, este suficient să spunem că clusterele pot fi împărțite în două tipuri - regulate și neregulate.

Grupurile obișnuite sunt adesea enorme în masă. Au formă sferică și conțin zeci de mii de galaxii. De regulă, toate aceste galaxii sunt eliptice sau lenticulare. În centru sunt una sau două galaxii eliptice gigantice. Cel mai apropiat cluster regulat de noi se află în direcția constelației Coma Berenices, la o distanță de aproximativ trei sute de milioane de ani lumină și are peste zece milioane de ani lumină. Galaxiile din acest cluster se deplasează unele față de altele la viteze de aproximativ o mie de kilometri pe secundă.

Grupurile neregulate sunt mult mai modeste ca masă. Numărul de galaxii incluse în ele este de zeci de ori mai mic decât în clusterele obișnuite, iar acestea sunt galaxii de toate tipurile. Forma lor este neregulată; în cluster există grupuri separate de galaxii.

Clusterele neregulate pot fi foarte mici, până la grupuri mici formate din mai multe galaxii.

Recent, studii ale astrofizicienilor estoni J. Einasto, A. Saar, M. Jõevaer și alți specialiști americani P. Peebles, O. Gregory, L. Thompson au arătat că cele mai mari neomogenități în distribuția galaxiilor sunt „celulare” în natură. Există multe galaxii și grupurile lor în „pereții celulelor”, dar în interior există gol. Dimensiunile celulelor sunt de aproximativ 300 de milioane de ani lumină, grosimea pereților este de 10 milioane de ani lumină. Grupuri mari de galaxii sunt situate la nodurile acestei structuri celulare. Fragmente individuale de celule

structuri pe care le numesc superclustere. Superclusterele au adesea o formă foarte alungită, cum ar fi firele sau tăițeii. Și chiar mai departe?

Aici ne confruntăm cu o nouă împrejurare. Până acum am întâlnit sisteme din ce în ce mai complexe: sisteme mici formând un sistem mare, aceste sisteme mari, la rândul lor, combinându-se într-unul și mai mare și așa mai departe. Adică, Universul semăna cu o păpușă rusească. O păpușă mică de cuib se află în interiorul uneia mare, care se află în interiorul uneia și mai mari. S-a dovedit că există cea mai mare păpușă de cuibărit din Univers! Structura pe scară largă sub formă de „tăitei” și „celule” nu mai este asamblată în sisteme mai mari, ci umple uniform, în medie, spațiul Universului. Universul pe cele mai mari scale (mai mult de trei sute de milioane de ani lumină) se dovedește a fi identic în proprietățile sale - omogene. Aceasta este o proprietate foarte importantă și unul dintre misterele Universului. Din anumite motive, la scară relativ mică există aglomerări uriașe de materie - corpuri cerești, sistemele lor, din ce în ce mai complexe, până la superclustere de galaxii, dar la scară foarte mare structura dispare. Ca nisipul pe plajă. Privind de aproape, vedem granule individuale de nisip; privind de la mare distanță și acoperind o suprafață mare cu privirea, vedem o masă omogenă de nisip.

Ce Universul este omogen, a reușit să urmărească până la distanțe zece miliarde de ani lumină!

Vom reveni la rezolvarea enigmei omogenității mai târziu, dar deocamdată să ne întoarcem la întrebarea care probabil a apărut în mintea cititorului. Cum este posibil să măsori distanțe atât de enorme până la galaxii și sistemele lor și să vorbim cu încredere despre masele lor și despre vitezele de mișcare a galaxiilor?

Novikov I.D.

De obicei, galaxiile apar în grupuri mici care conțin o duzină de membri, combinându-se adesea în grupuri vaste de sute și mii de galaxii. Galaxia noastră face parte din așa-numitul Grup Local, care include trei galaxii spirale gigantice (Galaxia noastră, nebuloasa Andromeda și nebuloasa Triangulum), precum și peste 15 galaxii pitice eliptice și neregulate, dintre care cele mai mari sunt Magellanic. nori. În medie, dimensiunile clusterelor de galaxii sunt de aproximativ 3 Mpc. În unele cazuri, diametrul lor poate depăși 10-20 Mpc. Ele sunt împărțite în grupuri deschise (neregulate) și sferice (regulate). Ciorchinii deschisi nu au o formă regulată și au contururi neclare. Galaxiile din ele sunt foarte slab concentrate spre centru. Un exemplu de cluster deschis gigant este cel mai apropiat cluster de galaxii de noi în constelația Fecioarei (241). Pe cer ocupă aproximativ 120 de metri pătrați. grade și conține câteva mii de galaxii în mare parte spirală. Distanța până la centrul acestui cluster este de aproximativ 11 Mpc. Grupurile de galaxii sferice sunt mai compacte decât clusterele deschise și au simetrie sferică. Membrii lor sunt vizibil concentrați spre centru. Un exemplu de cluster sferic este clusterul de galaxii din constelația Coma Berenices, care conține multe galaxii eliptice și lenticulare (242). Diametrul său este de aproape 12 grade. Conține aproximativ 30.000 de galaxii mai luminoase decât magnitudinea fotografică 19. Distanța până la centrul clusterului este de aproximativ 70 Mpc. Multe grupuri de galaxii bogate sunt asociate cu surse puternice și extinse de radiație cu raze X, a căror natură este cel mai probabil asociată cu prezența gazului intergalactic fierbinte, similar cu coroanele galaxiilor individuale. Există motive să credem că clusterele de galaxii, la rândul lor, sunt, de asemenea, distribuite inegal. Potrivit unor studii, clusterele și grupurile de galaxii din jurul nostru formează un sistem grandios - o Supergalaxie. În acest caz, galaxiile individuale se concentrează aparent către un anumit plan, care poate fi numit planul ecuatorial al Supergalaxiei. Clusterul de galaxii tocmai discutat în constelația Fecioarei se află în centrul unui astfel de sistem gigant. Masa supergalaxiei noastre ar trebui să fie de aproximativ 1015 mase solare, iar diametrul său ar trebui să fie de aproximativ 50 Mpc. Cu toate acestea, realitatea existenței unor astfel de clustere de galaxii de ordinul doi rămâne în prezent controversată. Dacă există, atunci doar ca o neomogenitate slab exprimată în distribuția galaxiilor în Univers, deoarece distanțele dintre ele pot depăși ușor dimensiunile lor.

Orez. 12.1. Distribuția spațială a galaxiilor conform datelor SDSS. Punctele verzi indică toate galaxiile (într-un unghi solid dat) cu luminozitatea care depășește o anumită valoare. Punctele roșii indică cele mai luminoase galaxii din clustere îndepărtate, formând o populație destul de omogenă; în cadrul de referință corespunzător, spectrul lor este deplasat spre roșu în comparație cu galaxiile obișnuite. Punctele albastru deschis și albastru arată locațiile quasarelor obișnuite. Parametrul h este aproximativ egal cu 0,7.

Grupurile de galaxii sferice sunt mai compacte decât clusterele deschise și au simetrie sferică. Membrii lor sunt vizibil concentrați spre centru. Un exemplu de cluster sferic este clusterul de galaxii din constelația Coma Berenices, care conține multe galaxii eliptice și lenticulare (242). Diametrul său este de aproape 12 grade. Conține aproximativ 30.000 de galaxii mai luminoase decât magnitudinea fotografică 19. Distanța până la centrul clusterului este de aproximativ 70 Mpc. Multe grupuri de galaxii bogate sunt asociate cu surse puternice și extinse de radiație cu raze X, a căror natură este cel mai probabil asociată cu prezența gazului intergalactic fierbinte, similar cu coroana galaxiilor individuale.
Există motive să credem că clusterele de galaxii, la rândul lor, sunt, de asemenea, distribuite inegal. Potrivit unor studii, clusterele și grupurile de galaxii din jurul nostru formează un sistem grandios - o Supergalaxie. În acest caz, galaxiile individuale se concentrează aparent către un anumit plan, care poate fi numit planul ecuatorial al Supergalaxiei. Clusterul de galaxii tocmai discutat în constelația Fecioarei se află în centrul unui astfel de sistem gigant. Masa supergalaxiei noastre ar trebui să fie de aproximativ 1015 mase solare, iar diametrul său ar trebui să fie de aproximativ 50 Mpc. Cu toate acestea, realitatea existenței unor astfel de clustere de galaxii de ordinul doi rămâne în prezent controversată. Dacă există, atunci doar ca o neomogenitate slab exprimată în distribuția galaxiilor în Univers, deoarece distanțele dintre ele pot depăși ușor dimensiunile lor.

Te uiți la articol (rezumat): „ Distribuția spațială a galaxiilor"din disciplina" Astrofizică»

Rezumate și publicații pe alte subiecte :

Există motive să credem că clusterele de galaxii, la rândul lor, sunt, de asemenea, distribuite inegal. Potrivit unor studii, clusterele și grupurile de galaxii din jurul nostru formează un sistem grandios - o Supergalaxie. În acest caz, galaxiile individuale se concentrează aparent către un anumit plan, care poate fi numit planul ecuatorial al Supergalaxiei. Clusterul de galaxii tocmai discutat în constelația Fecioarei se află în centrul unui astfel de sistem gigant. Masa supergalaxiei noastre ar trebui să fie de aproximativ 1015 mase solare, iar diametrul său ar trebui să fie de aproximativ 50 Mpc. Cu toate acestea, realitatea existenței unor astfel de clustere de galaxii de ordinul doi rămâne în prezent controversată. Dacă există, atunci doar ca o neomogenitate slab exprimată în distribuția galaxiilor în Univers, deoarece distanțele dintre ele pot depăși ușor dimensiunile lor. Despre evoluția galaxiilor Raportul dintre cantitatea totală de materie stelară și interstelară din Galaxie se modifică în timp, deoarece stelele sunt formate din materie difuză interstelară, iar la sfârșitul drumului lor evolutiv, ele returnează doar o parte din materie în spațiul interstelar. ; o parte din ea rămâne în pitici albe. Astfel, cantitatea de materie interstelară din Galaxia noastră ar trebui să scadă în timp. Același lucru ar trebui să se întâmple și în alte galaxii. Fiind prelucrată în interiorul stelar, materia Galaxiei își schimbă treptat compoziția chimică, devenind îmbogățită în heliu și elemente grele. Se presupune că galaxia s-a format dintr-un nor de gaz care consta în principal din hidrogen. Este chiar posibil ca, în afară de hidrogen, să nu fi conținut alte elemente. Heliul și elementele grele s-au format în acest caz ca urmare a reacțiilor termonucleare din interiorul stelelor. Formarea elementelor grele începe cu reacția triplă cu heliu 3He4 ® C 12, apoi C12 se combină cu particule a, protoni și neutroni, produsele acestor reacții suferă transformări ulterioare și astfel apar nuclee din ce în ce mai complexe. Cu toate acestea, formarea celor mai grele nuclee, cum ar fi uraniul și toriu, nu poate fi explicată printr-o acumulare treptată. În acest caz, ar trebui inevitabil să treacă prin stadiul izotopilor radioactivi instabili, care s-ar descompune mai repede decât ar putea capta următorul nucleon. Prin urmare, se presupune că cele mai grele elemente de la sfârșitul tabelului periodic se formează în timpul exploziilor supernovei. O explozie de supernovă este rezultatul prăbușirii rapide a unei stele. În același timp, temperatura crește catastrofal, în atmosfera de comprimare au loc reacții termonucleare în lanț și apar fluxuri puternice de neutroni. Intensitatea fluxurilor de neutroni poate fi atât de mare încât nucleele instabile intermediare nu au timp să se prăbușească. Înainte să se întâmple acest lucru, ei captează noi neutroni și devin stabili. După cum sa menționat deja, conținutul de elemente grele în stelele componentei sferice este mult mai mic decât în stelele subsistemului plat. Acest lucru se explică aparent prin faptul că stelele componentei sferice s-au format chiar în stadiul inițial al evoluției Galaxiei, când gazul interstelar era încă sărac în elemente grele. La acea vreme, gazul interstelar era un nor aproape sferic, a cărui concentrație creștea spre centru. Aceeași distribuție a reținut-o și stelele componentei sferice formate în această epocă. Ca urmare a ciocnirilor de nori de gaz interstelar, viteza lor a scăzut treptat, energia cinetică s-a transformat în energie termică, iar forma și dimensiunea generală a norului de gaz s-au schimbat. Calculele arată că, în cazul unei rotații rapide, un astfel de nor ar fi trebuit să ia forma unui disc turtit, ceea ce observăm în Galaxia noastră. Stelele formate mai târziu formează, prin urmare, un subsistem plat. În momentul în care gazul interstelar s-a format într-un disc plat, acesta a fost procesat în interiorul stelar, conținutul de elemente grele a crescut semnificativ și stelele componentei plate sunt, prin urmare, bogate în elemente grele. Adesea, stelele cu o componentă plată sunt numite stele din a doua generație, iar stelele cu o componentă sferică - stele din prima generație, pentru a sublinia faptul că stelele cu o componentă plată s-au format din materie care fusese deja în interiorul stele. Evoluția altor galaxii spirale decurge probabil într-un mod similar. Forma brațelor spiralate în care este concentrat gazul interstelar este determinată aparent de direcția liniilor de câmp ale câmpului magnetic galactic general. Elasticitatea câmpului magnetic de care este „lipit” gazul interstelar limitează aplatizarea discului de gaz. Dacă numai gravitația ar acționa asupra gazului interstelar, compresia acestuia ar continua la nesfârșit. Mai mult, datorită densității sale mari, s-ar condensa rapid în stele și practic ar dispărea. Există motive să credem că rata de formare a stelelor este aproximativ proporțională cu pătratul densității gazului interstelar.

Dacă galaxia se rotește lent, atunci gazul interstelar se adună sub influența gravitației în centru. Aparent, în astfel de galaxii câmpul magnetic este mai slab și interferează mai puțin cu compresia gazului interstelar decât în cele cu rotație rapidă. Densitatea mare a gazului interstelar din regiunea centrală face ca acesta să fie rapid consumat, transformându-se în stele. Ca rezultat, galaxiile care se rotesc încet ar trebui să aibă o formă aproximativ sferică, cu o creștere bruscă a densității stelare în centru. Știm că galaxiile eliptice au exact aceste caracteristici. Aparent, motivul diferenței lor față de cele spiralate este rotația lor mai lentă. Din cele de mai sus, este, de asemenea, clar de ce galaxiile eliptice conțin puține stele din clasele timpurii și puțin gaz interstelar.

Astfel, evoluția galaxiilor poate fi urmărită începând de la stadiul de nor de gaz de formă aproximativ sferică. Norul este format din hidrogen și este eterogen. Aglomerări individuale de gaz, în mișcare, se ciocnesc între ele - pierderea energiei cinetice duce la comprimarea norului. Dacă se rotește rapid, se dovedește a fi o galaxie spirală; dacă se rotește încet, devine o galaxie eliptică. Este firesc să ne întrebăm de ce materia din Univers s-a rupt în nori de gaz separați, care mai târziu au devenit galaxii, de ce observăm expansiunea acestor galaxii și în ce formă era materia din Univers înainte de formarea galaxiilor.

Cea mai frapantă trăsătură a distribuției spațiale a clusterelor globulare din galaxie este o concentrare puternică spre centrul acesteia. În fig. Figura 8-8 arată distribuția clusterelor globulare în toată sfera cerească, aici centrul Galaxiei este în centrul figurii, polul nord al Galaxiei este în vârf. Nu există nicio zonă de evitare vizibilă de-a lungul planului galactic, așa că absorbția interstelară în disc nu ne ascunde un număr semnificativ de clustere.

În fig. Figurile 8-9 arată distribuția clusterelor globulare de-a lungul distanței de la centrul galactic. Există o concentrare puternică spre centru - majoritatea clusterelor globulare sunt situate într-o sferă cu o rază de ≈ 10 kpc. În această rază se află aproape toate clusterele globulare formate din materie un singur nor protogalactic și au format subsisteme ale discului gros (clustere cu > -1,0) și propriul halou (clustere mai puțin metalice cu ramuri orizontale extrem de albastre). Grupurile sărace în metal cu ramuri orizontale care sunt anormal de roșii pentru metalitatea lor formează un subsistem sferoidal halou acumulat raza ≈ 20 kpc. Aproximativ o duzină și jumătate mai multe grupuri îndepărtate aparțin aceluiași subsistem (vezi Fig. 8-9), printre care există mai multe obiecte cu conținut anormal de mare de metal.

Se crede că clusterele de halo acumulate sunt selectate din galaxiile satelit de câmpul gravitațional al galaxiei. În fig. 8-10 prezintă schematic această structură conform lui Borkova și Marsakov de la Universitatea Federală de Sud. Aici litera C indică centrul galaxiei, S este poziția aproximativă a Soarelui. În acest caz, clusterele cu un conținut ridicat de metale aparțin subsistemului oblat. Ne vom opri asupra unei justificări mai detaliate pentru împărțirea clusterelor globulare în subsisteme în § 11.3 și § 14.3.

Grupurile globulare sunt, de asemenea, comune în alte galaxii, iar distribuția lor spațială în galaxiile spirale seamănă cu cea din galaxie noastră. Norii Magellanic sunt considerabil diferiți de clusterele galactice. Principala diferență este că, alături de obiectele vechi, la fel ca în Galaxia noastră, în Norii Magellanic se observă și grupuri tinere - așa-numitele clustere globulare albastre. Este probabil ca în Norii Magellanic epoca formării clusterelor globulare fie să continue, fie să se fi încheiat relativ recent. În Galaxia noastră, se pare că nu există grupuri globulare tinere asemănătoare cu clusterele albastre ale Norilor Magellanic, așa că epoca formării clusterelor globulare în Galaxia noastră s-a încheiat cu mult timp în urmă.

Grupurile globulare sunt obiecte în evoluție care pierd treptat stele în acest proces. evolutie dinamica . Astfel, toate clusterele pentru care a fost posibilă obținerea unei imagini optice de înaltă calitate au prezentat urme de interacțiune a mareelor cu Galaxia sub formă de deformații extinse (cozi de maree). În prezent, astfel de stele pierdute sunt observate și sub formă de creșteri ale densității stelare de-a lungul orbitelor galactice ale clusterelor. Unele clustere ale căror orbite trec în apropierea centrului galactic sunt distruse de influența sa mareelor. În același timp, orbitele galactice ale clusterelor evoluează și datorită frecării dinamice.

În fig. 8-11 prezintă diagrama de dependență masele clusterelor globulare din poziţiile lor galactocentrice. Liniile întrerupte delimitează regiunea de evoluție lentă a clusterelor globulare. Linia superioară corespunde valorii critice a masei pentru care este stabilă efecte dinamice de frecare , ceea ce duce la încetinirea unui grup de stele masiv și la căderea acestuia în centrul galaxiei, iar cel inferior - pt. efecte de disipare luând în considerare efectele mareelor în timpul trecerii clusterelor prin planul galactic. Motivul frecării dinamice este extern: un cluster globular masiv care se mișcă printre stelele câmpului atrage stelele pe care le întâlnește pe drum și le forțează să zboare în spatele lui de-a lungul unei traiectorii hiperbolice, motiv pentru care se formează o densitate crescută de stele în spate. aceasta, creând o accelerație de decelerare. Ca urmare, clusterul încetinește și începe să se apropie de centrul galactic de-a lungul unei traiectorii în spirală până când cade peste el într-un timp finit. Cu cât masa clusterului este mai mare, cu atât de această dată este mai scurtă. Disiparea (evaporarea) clusterelor globulare are loc datorită mecanismului intern de relaxare stelar-stelară care funcționează constant în cluster, care distribuie stelele în funcție de vitezele lor, conform legii lui Maxwell. Drept urmare, stelele care au primit cele mai mari creșteri de viteză părăsesc sistemul. Acest proces este accelerat semnificativ de trecerea unui cluster în apropierea nucleului galactic și prin discul galactic. Astfel, cu o mare probabilitate putem spune că clusterele aflate pe diagramă în afara zonei delimitate de aceste două linii își termină deja calea de viață.

mă întreb ce clustere globulare acumulate descoperă dependența maselor lor de poziția lor în Galaxie. Liniile continue din figură reprezintă regresii directe efectuate pe clustere globulare asociate genetic (puncte negre) și acumulate (cercuri deschise). Se poate observa că clusterele înrudite genetic nu prezintă modificări ale masei lor medii odată cu creșterea distanței față de centrul galactic. Dar pentru clusterele acumulate există o anticorelație clară. Deci, întrebarea la care trebuie să se răspundă este de ce există un deficit tot mai mare de clustere globulare masive în haloul exterior odată cu creșterea distanței galactocentrice (colțul din dreapta sus aproape gol al diagramei)?

Ar putea fi util să citiți: