Galaktikalar koinotda qanday taqsimlangan? Nazariya Kirish

Galaktikalar fazoda qanday taqsimlangan?

Bu taqsimot nihoyatda notekis ekanligi ma'lum bo'ldi. Ularning aksariyati klasterlarning bir qismidir. Galaktika klasterlari galaktikalarning o'zlari kabi o'z xususiyatlariga ko'ra xilma-xildir. Ularning tavsifiga hech bo'lmaganda bir oz tartib keltirish uchun astronomlar ularning bir nechta tasniflarini ishlab chiqdilar. Har doimgidek, bunday hollarda, hech qanday tasnifni to'liq deb hisoblash mumkin emas. Bizning maqsadlarimiz uchun klasterlarni ikki turga bo'lish mumkinligini aytish kifoya - muntazam va tartibsiz.

Muntazam klasterlar odatda juda katta massaga ega. Ular sharsimon shaklga ega va o'n minglab galaktikalarni o'z ichiga oladi. Qoida tariqasida, bu galaktikalarning barchasi elliptik yoki lentikulyardir. Markazda bir yoki ikkita yirik elliptik galaktikalar joylashgan. Bizga eng yaqin muntazam klaster Koma Berenis yulduz turkumi yo'nalishida taxminan uch yuz million yorug'lik yili masofasida joylashgan va o'n million yorug'lik yilidan oshiqroqdir. Bu klasterdagi galaktikalar bir-biriga nisbatan sekundiga ming kilometr tezlikda harakatlanadi.

Noqonuniy klasterlar massasi ancha oddiy. Ularga kiritilgan galaktikalar soni oddiy klasterlarga qaraganda o'nlab marta kamroq va bu barcha turdagi galaktikalardir. Ularning shakli tartibsiz; klaster ichida alohida galaktikalar klasterlari mavjud.

Noto'g'ri klasterlar juda kichik bo'lishi mumkin, bir nechta galaktikalardan iborat kichik guruhlargacha.

Yaqinda eston astrofiziklari J. Eynasto, A. Saar, M. Joevaer va boshqa amerikalik mutaxassislar P. Peebles, O. Gregori, L. Tompsonlar tomonidan olib borilgan tadqiqotlar shuni ko'rsatdiki, galaktikalarning taqsimlanishidagi eng katta miqyosdagi bir jinslilik "hujayra" dir. tabiat. "Hujayralar devorlarida" ko'plab galaktikalar va ularning klasterlari mavjud, ammo ichida bo'shliq bor. Hujayra o'lchamlari taxminan 300 million yorug'lik yili, devorlarning qalinligi 10 million yorug'lik yili. Yirik galaktikalar klasterlari ushbu uyali strukturaning tugunlarida joylashgan. Hujayraning alohida bo'laklari

Men superklasterlar deb ataydigan tuzilmalar. Superklasterlar ko'pincha iplar yoki makaron kabi juda uzun shaklga ega. Va undan ham uzoqmi?

Bu erda biz yangi vaziyatga duch keldik. Hozirgacha biz tobora murakkab tizimlarga duch keldik: katta tizimni tashkil etuvchi kichik tizimlar, bu katta tizimlar, o'z navbatida, yanada kattaroq tizimga birlashadi va hokazo. Ya'ni, Olam rus uyasi qo'g'irchog'iga o'xshardi. Kichkina qo'g'irchoq katta qo'g'irchoqning ichida, undan ham kattaroq qo'g'irchoqning ichida. Ma'lum bo'lishicha, koinotdagi eng katta qo'g'irchoq bor! "Noodle" va "hujayralar" ko'rinishidagi keng ko'lamli tuzilma endi kattaroq tizimlarga yig'ilmaydi, lekin o'rtacha hisobda koinot bo'shlig'ini teng ravishda to'ldiradi. Olam eng katta miqyosda (uch yuz million yorug'lik yilidan ko'proq) o'z xususiyatlarida bir xil - bir hil bo'lib chiqadi. Bu juda muhim xususiyat va koinotning sirlaridan biridir. Negadir nisbatan kichik masshtablarda ulkan materiya to‘plamlari – samoviy jismlar, ularning tizimlari tobora murakkablashib, galaktikalarning superklasterlarigacha bo‘ladi, lekin juda katta miqyosda struktura yo‘qoladi. Plyajdagi qum kabi. Yaqindan qarasak, biz katta masofadan turib, katta maydonni qoplagan holda, bir hil qum massasini ko'ramiz.

Nima Koinot bir hildir, masofalarni kuzatib borishga muvaffaq bo'ldi o'n milliard yorug'lik yili!

Bir hillik jumbog'ini yechishga keyinroq qaytamiz, ammo hozircha o'quvchining ongida paydo bo'lgan savolga murojaat qilaylik. Qanday qilib galaktikalar va ularning tizimlariga bo'lgan bunday ulkan masofani o'lchash va ularning massalari va galaktikalar harakati tezligi haqida ishonch bilan gapirish mumkin?

Novikov I.D.

Odatda, galaktikalar o'nlab a'zolarni o'z ichiga olgan kichik guruhlarda paydo bo'lib, ko'pincha yuzlab va minglab galaktikalarning ulkan klasterlariga birlashadi. Bizning galaktikamiz uchta gigant spiral galaktikalar (bizning Galaktikamiz, Andromeda tumanligi va Triangulum tumanligi), shuningdek, 15 dan ortiq mitti elliptik va tartibsiz galaktikalarni o'z ichiga olgan Mahalliy guruhning bir qismidir, ularning eng kattasi Magellanik. Bulutlar. O'rtacha galaktika klasterlarining o'lchamlari taxminan 3 Mpc ni tashkil qiladi. Ba'zi hollarda ularning diametri 10−20 Mpc dan oshishi mumkin. Ular ochiq (tartibsiz) va sharsimon (muntazam) klasterlarga bo'linadi. Ochiq klasterlar muntazam shaklga ega emas va loyqa konturlarga ega. Ulardagi galaktikalar markaz tomon juda zaif to'plangan. Gigant ochiq klasterga misol qilib, Virgo (241) yulduz turkumidagi bizga eng yaqin galaktikalar klasterini keltirish mumkin. Osmonda u taxminan 120 kvadrat metrni egallaydi. daraja va bir necha ming asosan spiral galaktikalarni o'z ichiga oladi. Ushbu klasterning markazigacha bo'lgan masofa taxminan 11 Mpc ni tashkil qiladi. Sferik galaktika klasterlari ochiq klasterlarga qaraganda ixchamroq va sferik simmetriyaga ega. Ularning a'zolari sezilarli darajada markazga to'plangan. Sharsimon klasterga misol sifatida Koma Berenits yulduz turkumidagi galaktika klasterini keltirish mumkin, u koʻplab elliptik va lentikulyar galaktikalarni oʻz ichiga oladi (242). Uning diametri deyarli 12 daraja. U fotografik magnitudasi 19 dan yorqinroq 30 000 ga yaqin galaktikalarni o'z ichiga oladi. Klaster markazigacha bo'lgan masofa taxminan 70 Mpc ni tashkil qiladi. Ko'pgina boy galaktikalar klasterlari kuchli, kengaytirilgan rentgen nurlanish manbalari bilan bog'liq bo'lib, ularning tabiati, ehtimol, alohida galaktikalarning tojlariga o'xshash issiq intergalaktik gaz mavjudligi bilan bog'liq. O'z navbatida, galaktikalar klasterlari ham notekis taqsimlangan deb hisoblashga asos bor. Ba'zi tadqiqotlarga ko'ra, bizni o'rab turgan galaktikalar klasterlari va guruhlari ulkan tizimni - Supergalaktikani tashkil qiladi. Bunday holda, alohida galaktikalar ma'lum bir tekislik tomon to'planadi, uni Supergalaktikaning ekvator tekisligi deb atash mumkin. Hozirgina Virgo yulduz turkumida muhokama qilingan galaktikalar klasteri ana shunday ulkan tizimning markazida joylashgan. Bizning Supergalaktikamizning massasi taxminan 1015 Quyosh massasi, diametri esa 50 Mpc bo'lishi kerak. Biroq, bunday ikkinchi tartibli galaktika klasterlarining mavjudligi haqiqati hozircha munozarali bo'lib qolmoqda. Agar ular mavjud bo'lsa, unda koinotdagi galaktikalarning taqsimlanishida zaif ifodalangan bir xillik sifatida, chunki ular orasidagi masofa ularning o'lchamlaridan biroz oshib ketishi mumkin.

Guruch. 12.1. SDSS ma'lumotlariga ko'ra galaktikalarning fazoviy taqsimoti. Yashil nuqtalar yorqinligi ma'lum bir qiymatdan oshib ketgan barcha galaktikalarni (ma'lum bir qattiq burchakda) ko'rsatadi. Qizil nuqtalar juda bir xil populyatsiyani tashkil etuvchi uzoq klasterlardan eng yorqin galaktikalarni ko'rsatadi; mos keladigan mos yozuvlar tizimida ularning spektri oddiy galaktikalarga nisbatan qizil siljiydi. Ochiq ko'k va ko'k nuqtalar oddiy kvazarlarning joylashishini ko'rsatadi. h parametri taxminan 0,7 ga teng.

Sferik galaktika klasterlari ochiq klasterlarga qaraganda ixchamroq va sferik simmetriyaga ega. Ularning a'zolari sezilarli darajada markazga to'plangan. Sharsimon klasterga misol sifatida Koma Berenits yulduz turkumidagi galaktikalar klasterini keltirish mumkin, u koʻplab elliptik va lentikulyar galaktikalarni oʻz ichiga oladi (242). Uning diametri deyarli 12 daraja. U fotografik magnitudasi 19 dan yorqinroq 30 000 ga yaqin galaktikalarni o'z ichiga oladi. Klaster markazigacha bo'lgan masofa taxminan 70 Mpc ni tashkil qiladi. Ko'pgina boy galaktikalar klasterlari kuchli, kengaytirilgan rentgen nurlanish manbalari bilan bog'liq bo'lib, ularning tabiati, ehtimol, alohida galaktikalarning tojlariga o'xshash issiq intergalaktik gaz mavjudligi bilan bog'liq.
O'z navbatida, galaktikalar klasterlari ham notekis taqsimlangan deb hisoblashga asos bor. Ba'zi tadqiqotlarga ko'ra, bizni o'rab turgan galaktikalar klasterlari va guruhlari ulkan tizimni - Supergalaktikani tashkil qiladi. Bunday holda, alohida galaktikalar ma'lum bir tekislik tomon to'planadi, uni Supergalaktikaning ekvator tekisligi deb atash mumkin. Hozirgina Virgo yulduz turkumida muhokama qilingan galaktikalar klasteri ana shunday ulkan tizimning markazida joylashgan. Bizning Supergalaktikamizning massasi taxminan 1015 Quyosh massasi, diametri esa 50 Mpc bo'lishi kerak. Biroq, bunday ikkinchi tartibli galaktika klasterlarining mavjudligi haqiqati hozircha munozarali bo'lib qolmoqda. Agar ular mavjud bo'lsa, unda koinotdagi galaktikalarning taqsimlanishida zaif ifodalangan bir xillik sifatida, chunki ular orasidagi masofa ularning o'lchamlaridan biroz oshib ketishi mumkin.

Siz maqolaga qaraysiz (annotatsiya): " Galaktikalarning fazoda taqsimlanishi"intizomdan" Astrofizika»

Boshqa mavzular bo'yicha tezislar va nashrlar :

O'z navbatida, galaktikalar klasterlari ham notekis taqsimlangan deb hisoblashga asos bor. Ba'zi tadqiqotlarga ko'ra, bizni o'rab turgan galaktikalar klasterlari va guruhlari ulkan tizimni - Supergalaktikani tashkil qiladi. Bunday holda, alohida galaktikalar ma'lum bir tekislik tomon to'planadi, uni Supergalaktikaning ekvator tekisligi deb atash mumkin. Hozirgina Virgo yulduz turkumida muhokama qilingan galaktikalar klasteri ana shunday ulkan tizimning markazida joylashgan. Bizning Supergalaktikamizning massasi taxminan 1015 Quyosh massasi, diametri esa 50 Mpc bo'lishi kerak. Biroq, bunday ikkinchi tartibli galaktika klasterlarining mavjudligi haqiqati hozircha munozarali bo'lib qolmoqda. Agar ular mavjud bo'lsa, unda koinotdagi galaktikalarning taqsimlanishida zaif ifodalangan bir xillik sifatida, chunki ular orasidagi masofa ularning o'lchamlaridan biroz oshib ketishi mumkin. Galaktikalar evolyutsiyasi haqida Galaktikadagi yulduz va yulduzlararo materiyaning umumiy miqdorining nisbati vaqt oʻtishi bilan oʻzgaradi, chunki yulduzlar yulduzlararo diffuz materiyadan hosil boʻladi va evolyutsiya yoʻlining oxirida ular materiyaning faqat bir qismini yulduzlararo fazoga qaytaradi. ; uning bir qismi oq mittilarda qoladi. Shunday qilib, bizning Galaktikamizdagi yulduzlararo materiya miqdori vaqt o'tishi bilan kamayishi kerak. Xuddi shu narsa boshqa galaktikalarda ham sodir bo'lishi kerak. Yulduzlarning ichki qismida qayta ishlanib, Galaktika moddasi asta-sekin kimyoviy tarkibini o'zgartiradi, geliy va og'ir elementlar bilan boyitiladi. Galaktika asosan vodoroddan iborat gaz bulutidan hosil bo'lgan deb taxmin qilinadi. Unda vodoroddan tashqari boshqa elementlar ham bo‘lmagan bo‘lishi ham mumkin. Bu holda yulduzlar ichidagi termoyadro reaktsiyalari natijasida geliy va og'ir elementlar hosil bo'lgan. Og'ir elementlarning hosil bo'lishi uch marta geliy reaktsiyasi 3He4 ® C 12 bilan boshlanadi, so'ngra C12 a-zarralar, protonlar va neytronlar bilan birlashadi, bu reaktsiyalarning mahsulotlari keyingi o'zgarishlarga uchraydi va shuning uchun tobora murakkab yadrolar paydo bo'ladi. Biroq, uran va toriy kabi eng og'ir yadrolarning shakllanishini asta-sekin yig'ilish bilan izohlab bo'lmaydi. Bunday holda, muqarrar ravishda beqaror radioaktiv izotoplar bosqichidan o'tishga to'g'ri keladi, ular keyingi nuklonni ushlab olishdan tezroq parchalanadi. Shuning uchun davriy tizimning oxiridagi eng og'ir elementlar o'ta yangi yulduz portlashlari paytida hosil bo'ladi, deb taxmin qilinadi. O'ta yangi yulduzning portlashi yulduzning tez qulashi natijasidir. Shu bilan birga, harorat halokatli darajada oshadi, siqilgan atmosferada zanjirli termoyadroviy reaktsiyalar sodir bo'ladi va kuchli neytron oqimlari paydo bo'ladi. Neytron oqimlarining intensivligi shunchalik katta bo'lishi mumkinki, oraliq beqaror yadrolarning qulashi uchun vaqtlari yo'q. Bu sodir bo'lishidan oldin ular yangi neytronlarni ushlaydi va barqaror bo'ladi. Yuqorida aytib o'tilganidek, sferik komponent yulduzlaridagi og'ir elementlarning tarkibi tekis quyi tizim yulduzlariga qaraganda ancha past. Bu, aftidan, sferik komponent yulduzlari Galaktika evolyutsiyasining dastlabki bosqichida, yulduzlararo gaz hali ham og'ir elementlarda kambag'al bo'lganida paydo bo'lganligi bilan izohlanadi. O'sha paytda yulduzlararo gaz deyarli sharsimon bulut bo'lib, uning kontsentratsiyasi markazga qarab ortdi. Bu davrda shakllangan sferik komponentning yulduzlari ham xuddi shunday taqsimotni saqlab qolgan. Yulduzlararo gaz bulutlarining toʻqnashuvi natijasida ularning tezligi asta-sekin kamaydi, kinetik energiya issiqlik energiyasiga aylandi, gaz bulutining umumiy shakli va hajmi oʻzgardi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, tez aylanish holatida bunday bulut tekislangan disk shaklida bo'lishi kerak edi, biz buni Galaktikamizda kuzatamiz. Keyinchalik hosil bo'lgan yulduzlar shuning uchun tekis quyi tizimni tashkil qiladi. Yulduzlararo gaz tekis diskka aylanganda, u yulduzning ichki qismida qayta ishlandi, og'ir elementlarning tarkibi sezilarli darajada oshdi va shuning uchun tekis komponentning yulduzlari ham og'ir elementlarga boy. Ko'pincha tekis komponentli yulduzlarni ikkinchi avlod yulduzlari, sferik komponentli yulduzlar esa birinchi avlod yulduzlari deb ataladi, bu esa yassi komponentli yulduzlar allaqachon ichki qismda bo'lgan materiyadan hosil bo'lganligini ta'kidlash uchun. yulduzlar. Boshqa spiral galaktikalarning evolyutsiyasi, ehtimol, xuddi shunday tarzda davom etadi. Yulduzlararo gaz to'plangan spiral qo'llarning shakli, aftidan, umumiy galaktik magnit maydonning maydon chiziqlari yo'nalishi bilan belgilanadi. Yulduzlararo gaz "yopishgan" magnit maydonining elastikligi gaz diskining tekislanishini cheklaydi. Agar yulduzlararo gazga faqat tortishish kuchi ta'sir etsa, uning siqilishi cheksiz davom etardi. Bundan tashqari, yuqori zichligi tufayli u tezda yulduzlarga aylanadi va deyarli yo'q bo'lib ketadi. Yulduz hosil bo'lish tezligi yulduzlararo gaz zichligi kvadratiga taxminan proportsional deb hisoblash uchun asoslar mavjud.

Agar galaktika sekin aylansa, u holda yulduzlararo gaz tortishish kuchi ta'sirida markazda to'planadi. Ko'rinishidan, bunday galaktikalarda magnit maydon tez aylanadiganlarga qaraganda zaifroq va yulduzlararo gazning siqilishiga kamroq xalaqit beradi. Markaziy mintaqadagi yulduzlararo gazning yuqori zichligi uning tezda iste'mol qilinishiga, yulduzlarga aylanishiga olib keladi. Natijada, asta-sekin aylanadigan galaktikalar taxminan sharsimon shaklga ega bo'lishi kerak, markazda yulduz zichligi keskin oshadi. Biz bilamizki, elliptik galaktikalar aynan shunday xususiyatlarga ega. Ko'rinib turibdiki, ularning spirallardan farqlanishining sababi ularning sekinroq aylanishidir. Yuqoridagilardan, shuningdek, nega elliptik galaktikalarda dastlabki sinflarning bir nechta yulduzlari va kichik yulduzlararo gaz borligi ham aniq.

Shunday qilib, galaktikalar evolyutsiyasini taxminan sferik shakldagi gaz buluti bosqichidan boshlab kuzatish mumkin. Bulut vodoroddan iborat va heterojendir. Harakatlanuvchi gazning alohida bo'laklari bir-biri bilan to'qnashadi - kinetik energiyaning yo'qolishi bulutning siqilishiga olib keladi. Tez aylansa, u sekin aylansa, elliptik galaktikaga aylanadi. Nima uchun Olamdagi materiya alohida gaz bulutlariga bo‘linib, keyinchalik galaktikaga aylangan, nega biz bu galaktikalarning kengayishini kuzatamiz, galaktikalar paydo bo‘lgunga qadar Olamdagi materiya qanday shaklda bo‘lgan, degan savollar tug‘ilishi tabiiy.

Galaktikadagi globulyar klasterlarning fazoda taqsimlanishining eng yorqin xususiyati uning markaziga nisbatan kuchli kontsentratsiyadir. Shaklda. 8-8-rasmda globulyar klasterlarning butun samoviy sfera bo'ylab taqsimlanishi ko'rsatilgan, bu erda Galaktika markazi rasmning markazida, Galaktikaning shimoliy qutbi tepada joylashgan. Galaktik tekislik bo'ylab sezilarli chetlanish zonasi yo'q, shuning uchun diskdagi yulduzlararo yutilish bizdan sezilarli miqdordagi klasterlarni yashirmaydi.

Shaklda. 8-9-rasmlarda globulyar klasterlarning Galaktika markazidan masofa bo'ylab taqsimlanishi ko'rsatilgan. Markazga tomon kuchli kontsentratsiya mavjud - ko'pchilik globular klasterlar radiusi ≈ 10 kpc bo'lgan sharda joylashgan. Aynan shu radiusda materiyadan hosil bo'lgan deyarli barcha globulyar klasterlar joylashgan yagona protogalaktik bulut va qalin diskning quyi tizimlari (> -1.0 bo'lgan klasterlar) va o'zlarining halolari (o'ta ko'k gorizontal novdalar bilan kamroq metall klasterlar) shakllangan. Gorizontal shoxlari bo'lgan, metallligi uchun anomal ravishda qizil bo'lgan kambag'al klasterlar sferoid quyi tizimni tashkil qiladi. to'plangan halo radius ≈ 20 kpc. Taxminan bir yarim o'nlab uzoq klasterlar bir xil quyi tizimga tegishli (8-9-rasmga qarang), ular orasida anomal darajada yuqori metall tarkibiga ega bo'lgan bir nechta ob'ektlar mavjud.

Akkretsiyalangan halo klasterlari Galaktikaning tortishish maydoni tomonidan sun'iy yo'ldosh galaktikalaridan tanlab olingan deb ishoniladi. Shaklda. 8-10 Janubiy Federal Universitetidan Borkova va Marsakovga ko'ra ushbu tuzilmani sxematik tarzda ko'rsatadi. Bu erda C harfi Galaktikaning markazini bildiradi, S - Quyoshning taxminiy pozitsiyasi. Bunday holda, metallarning yuqori miqdori bo'lgan klasterlar oblate quyi tizimga kiradi. Biz § 11.3 va § 14.3-da globulyar klasterlarning quyi tizimlarga bo'linishini batafsilroq asoslash haqida to'xtalamiz.

Globulyar klasterlar boshqa galaktikalarda ham keng tarqalgan va ularning spiral galaktikalardagi fazoviy taqsimoti bizning Galaktikadagiga o'xshaydi. Magellan bulutlari Galaktik klasterlardan sezilarli darajada farq qiladi. Asosiy farq shundaki, eski ob'ektlar bilan bir qatorda, xuddi bizning Galaktikadagi kabi, yosh klasterlar ham Magellan bulutlarida - ko'k globulyar klasterlar deb ataladi. Ehtimol, Magellan bulutlarida globular klaster shakllanishi davri davom etmoqda yoki nisbatan yaqinda tugagan. Bizning Galaktikada Magellan bulutlarining ko'k klasterlariga o'xshash yosh globulyar klasterlar yo'qdek ko'rinadi, shuning uchun bizning Galaktikamizda globulyar klasterlarning paydo bo'lish davri ancha oldin tugagan.

Globulyar klasterlar bu jarayonda yulduzlarni asta-sekin yo'qotadigan rivojlanayotgan ob'ektlardir. dinamik evolyutsiya . Shunday qilib, yuqori sifatli optik tasvirni olish mumkin bo'lgan barcha klasterlar keng deformatsiyalar (to'lqin dumlari) ko'rinishida Galaktika bilan to'lqinlarning o'zaro ta'sirining izlarini ko'rsatdi. Hozirgi vaqtda bunday yo'qolgan yulduzlar klasterlarning galaktik orbitalari bo'ylab yulduz zichligining ortishi shaklida ham kuzatiladi. Orbitalari galaktika markazi yaqinida o'tadigan ba'zi klasterlar uning to'lqin ta'sirida yo'q qilinadi. Shu bilan birga, klasterlarning galaktik orbitalari ham dinamik ishqalanish tufayli rivojlanadi.

Shaklda. 8-11 bog'liqlik diagrammasini ko'rsatadi globulyar klaster massalari ularning galaktosentrik pozitsiyalaridan. Chiziqli chiziqlar globulyar klasterlarning sekin evolyutsiyasi mintaqasini belgilaydi. Yuqori chiziq uchun barqaror bo'lgan massaning kritik qiymatiga mos keladi dinamik ishqalanish effektlari , bu katta yulduz klasterining sekinlashishiga va uning Galaktika markaziga tushishiga olib keladi, pastki qismi esa - uchun dissipatsiya effektlari klasterlarning galaktik tekislikdan o'tishi paytida to'lqin ta'sirini hisobga olgan holda. Dinamik ishqalanishning sababi tashqidir: maydon yulduzlari bo'ylab harakatlanayotgan massiv globulyar klaster o'z yo'lida uchragan yulduzlarni o'ziga tortadi va ularni giperbolik traektoriya bo'ylab uning orqasida uchib o'tishga majbur qiladi, shuning uchun yulduzlar zichligi ortib boradi. u, sekinlashtiruvchi tezlashuvni yaratadi. Natijada, klaster sekinlashadi va galaktika markaziga spiral traektoriya bo'ylab yaqinlasha boshlaydi, u cheklangan vaqt ichida unga tushguncha. Klasterning massasi qanchalik katta bo'lsa, bu vaqt qisqaroq bo'ladi. Globulyar klasterlarning tarqalishi (bug'lanishi) klasterda doimiy ishlaydigan yulduz-yulduz relaksatsiyasining ichki mexanizmi tufayli sodir bo'ladi, bu yulduzlarni Maksvell qonuniga ko'ra tezligiga qarab taqsimlaydi. Natijada, eng katta tezlikni oshirgan yulduzlar tizimni tark etadilar. Bu jarayon galaktika yadrosi yaqinidagi klaster va galaktik disk orqali o'tishi bilan sezilarli darajada tezlashadi. Shunday qilib, yuqori ehtimollik bilan aytishimiz mumkinki, diagrammada ushbu ikki chiziq bilan chegaralangan hududdan tashqarida joylashgan klasterlar allaqachon hayot yo'lini tugatmoqda.

Qiziq, nima akkretsiyalangan globulyar klasterlar ularning massalarining Galaktikadagi holatiga bog'liqligini aniqlang. Rasmdagi qat'iy chiziqlar genetik jihatdan bog'langan (qora nuqta) va to'plangan (ochiq doiralar) globulyar klasterlarda amalga oshirilgan to'g'ridan-to'g'ri regressiyalarni ifodalaydi. Ko'rinib turibdiki, genetik jihatdan bog'liq bo'lgan klasterlar galaktika markazidan masofa ortib borishi bilan o'zlarining o'rtacha massalarida o'zgarishlarni ko'rsatmaydi. Ammo akkreditatsiyalangan klasterlar uchun aniq antikorrelyatsiya mavjud. Demak, javob berish kerak bo'lgan savol shundaki, nima uchun galaktosentrik masofa ortib borishi bilan (diagrammaning deyarli bo'sh yuqori o'ng burchagi) tashqi haloda massiv globular klasterlarning ortib borayotgan tanqisligi bor?

O'qish foydali bo'lishi mumkin: