Među objektima sve slabijeg sjaja, broj zvijezda brzo raste. Tako je poznato da je G. svjetliji od 12. magnitude cca. 250, 15. - već cca. 50 tisuća, a broj geografija koje može snimiti 6-metarski teleskop na granici svojih mogućnosti je mnogo milijardi. Ovo ukazuje na sredstva. udaljenost većine gradova.

Izvangalaktički astronomija proučava veličine zvjezdanih sustava, njihove mase, strukturu, optička, infracrvena, rendgenska svojstva. i radio emisije. Proučavanje prostorne distribucije geologije otkriva veliku strukturu Svemira (možemo reći da je vidljivi dio Svemira svijet geologije). U proučavanju prostorne raspodjele plinova i putova njihove evolucije izvangalaktičkih. astronomija se spaja s kozmologijom – znanošću o Svemiru kao cjelini.

Jedan od najvažnijih u izvangalaktičkom. u astronomiji ostaje problem određivanja udaljenosti do G. Zbog činjenice da je u najbližem G. pronađeno, kao i najsjajnije zvijezde stalnog sjaja (naddivovi), bilo je moguće utvrditi udaljenosti do tih planeta, do još udaljenijih planeta, kod kojih je nemoguće razlikovati čak i superdivove, udaljenosti se procjenjuju na druge načine (vidi).

Godine 1912. amer. astronom V. Slifer otkrio je izvanredno svojstvo G.: u spektrima daleke G. sav spektar. pokazalo se da su linije pomaknute na dugovalni (crveni) kraj u usporedbi s istim linijama u spektrima izvora koji miruju u odnosu na promatrača (tzv. linije). Godine 1929. amer. astronom E. Hubble, uspoređujući udaljenosti do Zemlje i njihove crvene pomake, otkrio je da potonji u prosjeku rastu izravno proporcionalno udaljenostima (vidi). Ovaj zakon stavljen u ruke astronoma učinkovita metoda određivanje udaljenosti do Zemlje na temelju njihovog crvenog pomaka. Izmjereni su crveni pomaci tisuća i stotina G-a.

Određivanje udaljenosti do planeta i njihova položaja na nebu omogućilo je da se utvrdi da postoje jednostruke i dvostruke zvijezde, skupine planeta, velika njihova jata, pa čak i oblaci jata (superjata). sri udaljenosti između gradova u skupinama i klasterima su nekoliko. stotine kpk; ovo je otprilike 10-20 puta veće od najveće G. Prosj. udaljenosti između skupina plinova, pojedinačnih plinova i više sustava su 1-2 Mpc, udaljenosti između klastera su deseci Mpc. Dakle, plinovi ispunjavaju prostor s većom relativnom gustoćom od intragalaktičkih zvijezda. prostora (udaljenosti između zvijezda su u prosjeku 20 milijuna puta veće od njihovih promjera).

Na temelju snage zračenja G. se može podijeliti na nekoliko. klase luminoznosti. Najširi raspon luminoziteta uočen je kod eliptičnih. G., u središnjim predjelima pojedinih nakupina G. tzv. cD galaksije, koje su rekorderke u sjaju (apsolutna magnituda - 24 m, sjaj ~10 45 erg/s) i masi (). I u našoj lokalnoj skupini G. pronađen je eliptični. G. slaba luminoznost (apsolutne vrijednosti od -14 do -6 m, tj. luminoznost ~10 41 -10 38 erg/s) i masa (10 8 -10 5). Kod spirale G. interval je aps. zvjezdane magnitude kreću se od -22 do -14 m, sjaj - od 10 44 do 10 41 erg/s, raspon mase 10 12 -10 8. Netočno G. u aps. slabije magnitude - 18 m, luminozitet im je 10 43 erg/s, masa .

Formiranje mladih zvijezda još je u tijeku u središnjem području Galaksije. Plin koji nema rotacijski moment pada prema središtu Galaksije. Ovdje se rađaju sferne zvijezde 2. generacije. podsustava koji čine jezgru Galaksije. Ali nema povoljnih uvjeta za stvaranje superdivovskih zvijezda u jezgri, budući da se plin raspada u male nakupine. U onim rijetkim slučajevima kada plin prenosi moment okruženje i sabija se u masivno tijelo - s masom od stotina i tisuća Sunčevih masa taj proces ne završava sretno: kompresija plina ne dovodi do stvaranja stabilne zvijezde, to može i događa se. Kolaps je popraćen izbacivanjem dijela materije iz galaktičkog područja. jezgre (vidi).

Što je spiralni plin masivniji, to jača gravitacija komprimira spiralne krake; stoga masivni plinovi imaju tanje krake, više zvijezda i manje plina (formira se više zvijezda). Na primjer, u divovskoj maglici M81 vidljivi su tanki spiralni kraci, dok su u maglici M33, koja je spirala srednje veličine, kraci mnogo širi.

Ovisno o vrsti, spiralne zvijezde također imaju različite stope formiranja zvijezda. Najveća brzina je za tip Sc (cca. 5 godišnje), najmanja za Sa (cca. 1 godišnje). Visoka stopa stvaranja zvijezda u prvom također je očito povezana s opskrbom plinom iz galaktičkih zvijezda. kruna

Eliptičan zvjezdanih sustava, evolucijski put bi trebao biti jednostavniji. Tvar u njima od samog početka nije imala značajan moment i magnetizam. polje. Stoga kompresija tijekom procesa evolucije nije dovela takve sustave do primjetne rotacije i magnetskog poboljšanja. polja. Sav se plin u tim sustavima od samog početka pretvorio u kuglaste zvijezde. podsustava. Tijekom kasnije evolucije, zvijezde su izbacile plin, koji je potonuo u središte sustava i otišao u formiranje zvijezda nove generacije iste sferne. podsustava. Brzina stvaranja zvijezda u eliptičnoj. G. mora biti jednako brzini protok plina iz evoluiranih zvijezda, uglavnom supernova, od istjecanja tvari iz zvijezda u eliptiku. G. beznačajan. Godišnji gubitak plina iz zvijezda u eliptiku. G. je izračunat na ~0,1 po galaksiji s masom od 10 11 . Iz proračuna također proizlazi da su središnji dijelovi eliptični. Zbog prisutnosti mladih zvijezda, G. bi trebao biti plaviji od perifernih područja G. Međutim, to se ne opaža. Poanta je u tome što to znači. dio nastalog plina u eliptični. Plin otpuhuje vrući vjetar koji se javlja tijekom eksplozije supernove, a u nakupinama plina također ga otpuhuje prilično gusti vrući međugalaktički zrak. plin, nedavno otkriven njegovim X-zrakama. zračenje.

Uspoređujući broj zvijezda različitih generacija veliki broj iste vrste, moguće je utvrditi moguće putove njihove evolucije. Kod starijih zvijezda dolazi do iscrpljivanja zaliha međuzvjezdanog plina i, s time u vezi, smanjenja brzine nastanka i ukupnog broja zvijezda novih generacija. Ali oni sadrže mnogo super-gustih zvijezda male veličine, što predstavlja jednu od posljednjih faza evolucije zvijezda. Ovo je starenje planeta. Treba napomenuti da su na početku svoje evolucije planeti očito imali veći sjaj, jer su sadržavali masivnije mlade zvijezde. Moguće je, u načelu, identificirati evolucijske promjene u luminoznosti planeta usporedbom luminoziteta obližnjih i vrlo udaljenih planeta, od kojih svjetlost putuje mnogo milijardi godina.

Izvangalaktički astronomija još nije dala definitivan odgovor na pitanja vezana uz nastanak plinskih nakupina, posebno zašto u kuglastom obliku. grozdovima dominiraju eliptični. i sustavi u obliku leće. Očigledno, sferni oblaci nastali su iz relativno malih oblaka plina koji nisu imali rotacijski moment. grozdovi s prevladavanjem eliptičnih i sustavi u obliku leće, koji također imaju mali okretni moment. A iz velikih oblaka plina, koji su imali značajan rotacijski moment, nastali su skupovi plinova, slični superklasteru Virgo. Ovdje je bilo više opcija za raspodjelu momenta između pojedinačnih plinskih ugrušaka iz kojih su nastali plinovi, pa su spiralni sustavi češći u takvim nakupinama.

Evolucija plina u klasterima i skupinama ima niz značajki. Proračuni su pokazali da bi tijekom sudara plinova njihove proširene plinske korone trebale biti "skinute" i raspršene po cijelom volumenu grupe ili klastera. Ovaj intergalaktički plin je detektiran visokotemperaturnim X-zrakama. Osim toga, masivni članovi klastera, krećući se među ostalima, stvaraju "dinamičko trenje": svojom gravitacijom vuku susjedne plinove, ali zauzvrat doživljavaju kočenje. Očigledno, ovo je način na koji je Magellanov tok formiran u lokalnoj grupi geografija. Ponekad masivne geografije smještene u središtu klastera ne samo da "otkidaju" plinske korone geografija koje prolaze kroz njih, već također hvataju zvijezde "posjetitelje". Pretpostavlja se, posebice, da su ih cD galaksije s masivnim aureolama formirale na takav "kanibalski" način.

Prema postojećim izračunima, za 3 milijarde godina naša će galaksija također postati "kanibal": apsorbirati će Veliki Magellanov oblak koji joj se približava.

Jednolika raspodjela materije na mjerilu Metagalaksije uvjetuje istovjetnost materije i prostora u svim dijelovima Metagalaksije (homogenost) i njihovu istovjetnost u svim smjerovima (izotropnost). Ova važna svojstva Metagalaksije su, očito, karakteristična za moderno doba. stanja Metagalaksije, međutim, u prošlosti, na samom početku širenja, mogla je postojati anizotropija i heterogenost materije i prostora. Potraga za tragovima anizotropije i nehomogenosti Metagalaksije u prošlosti složen je i hitan problem izvangalaktičke astronomije, kojem se astronomi tek približavaju.

Najupečatljivija značajka prostorne distribucije kuglastih skupova u Galaksiji je jaka koncentracija prema središtu. Na sl. Slika 8-8 prikazuje distribuciju kuglastih skupova po nebeskoj sferi, ovdje je centar Galaksije u središtu slike, sjeverni pol Galaksije je na vrhu. Duž galaktičke ravnine nema primjetne zone izbjegavanja, tako da međuzvjezdana apsorpcija u disku ne skriva značajan broj klastera od nas.

Na sl. Slike 8-9 prikazuju raspored kuglastih skupova po udaljenosti od središta Galaksije. Postoji jaka koncentracija prema središtu - većina kuglastih skupova nalazi se u sferi polumjera ≈ 10 kpc. Upravo unutar tog radijusa nalaze se gotovo svi kuglasti skupovi formirani od materije pojedinačni protogalaktički oblak i formirane podsustave debelog diska (nakupine s > -1.0) i vlastite aureole (manje metalne nakupine s izrazito plavim horizontalnim granama). Klasteri siromašni metalima s vodoravnim granama koje su nenormalno crvene zbog svoje metalnosti čine sferoidni podsustav narasla aureola radijus ≈ 20 kpc. Otprilike desetak i pol udaljenijih klastera pripada istom podsustavu (vidi sl. 8-9), među kojima postoji nekoliko objekata s anomalno visokim sadržajem metala.

Vjeruje se da su skupljeni halo klasteri odabrani iz satelitskih galaksija gravitacijskim poljem Galaksije. Na sl. 8-10 shematski prikazuje ovu strukturu prema Borkovi i Marsakovu iz Južnog federalno sveučilište. Ovdje slovo C označava središte Galaksije, S je približan položaj Sunca. U ovom slučaju klasteri s visokim udjelom metala pripadaju spljoštenom podsustavu. Na detaljnijem obrazloženju podjele kuglastih skupova na podsustave zadržat ćemo se u § 11.3 i § 14.3.

Kuglasti skupovi česti su iu drugim galaksijama, a njihova prostorna raspodjela u spiralnim galaksijama nalikuje onoj u našoj Galaksiji. Magellanovi oblaci primjetno se razlikuju od galaktičkih skupova. Glavna razlika je u tome što se uz stare objekte, kao u našoj Galaksiji, u Magellanovim oblacima opažaju i mladi skupovi - takozvani plavi kuglasti skupovi. Vjerojatno je da se u Magellanovim oblacima era formiranja globularnih jata ili nastavlja ili je završila relativno nedavno. Čini se da u našoj Galaksiji nema mladih kuglastih skupova sličnih plavim skupovima Magellanovih oblaka, tako da je doba formiranja kuglastih skupova u našoj Galaksiji davno završilo.

Kuglasti skupovi su objekti u razvoju koji u procesu postupno gube zvijezde. dinamična evolucija . Dakle, svi klasteri za koje je bilo moguće dobiti visokokvalitetnu optičku sliku pokazali su tragove plimne interakcije s Galaksijom u obliku opsežnih deformacija (plimni repovi). Trenutno se takve izgubljene zvijezde također opažaju u obliku povećanja gustoće zvijezda duž galaktičkih orbita klastera. Neki klasteri čije orbite prolaze blizu galaktičkog središta uništeni su njegovim utjecajem plime i oseke. U isto vrijeme, galaktičke orbite klastera također se razvijaju zbog dinamičkog trenja.

Na sl. 8-11 prikazuje dijagram ovisnosti mase kuglastog jata sa svojih galaktocentričnih pozicija. Isprekidane linije ocrtavaju područje spore evolucije kuglastih skupova. Gornja crta odgovara kritičnoj vrijednosti mase koja je stabilna za dinamički učinci trenja , što dovodi do usporavanja masivnog zvjezdanog skupa i njegovog pada u središte galaksije, a donjeg - za efekti disipacije uzimajući u obzir plimne efekte tijekom prolaska klastera kroz galaktičku ravninu. Razlog dinamičkog trenja je vanjski: masivni kuglasti skup koji se kreće kroz zvijezde polja privlači zvijezde koje susreće na svom putu i tjera ih da lete iza njega po hiperboličkoj putanji, zbog čega iza nastaje povećana gustoća zvijezda stvarajući usporavajuće ubrzanje. Kao rezultat toga, klaster usporava i počinje se približavati galaktičkom središtu duž spiralne putanje sve dok ne padne na njega u konačnom vremenu. Što je veća masa klastera, ovo vrijeme je kraće. Disipacija (isparavanje) kuglastih skupova događa se zbog unutarnjeg mehanizma zvjezdano-zvjezdane relaksacije koji stalno djeluje u klasteru, a koji raspoređuje zvijezde prema njihovim brzinama prema Maxwellovom zakonu. Kao rezultat toga, zvijezde koje su dobile najveće povećanje brzine napuštaju sustav. Taj se proces značajno ubrzava prolaskom klastera u blizini galaktičke jezgre i kroz galaktički disk. Dakle, s velikom vjerojatnošću možemo reći da klasteri koji leže na dijagramu izvan područja omeđenog ovim dvjema linijama već završavaju svoj životni put.

Pitam se što srasli kuglasti skupovi otkriti ovisnost njihovih masa o položaju u Galaksiji. Pune linije na slici predstavljaju izravne regresije izvedene na genetski povezanim (crne točkice) i naraslim (prazni kružići) globularnim klasterima. Može se vidjeti da genetski povezani klasteri ne pokazuju promjene u svojoj prosječnoj masi s povećanjem udaljenosti od galaktičkog središta. Ali za narasle klastere postoji jasna antikorelacija. Dakle, pitanje na koje treba odgovoriti je zašto postoji sve veći manjak masivnih kuglastih skupova u vanjskoj aureoli s povećanjem galaktocentrične udaljenosti (gotovo prazan gornji desni kut dijagrama)?

Tipično, galaksije se pojavljuju u malim skupinama koje sadrže desetak članova, često se kombinirajući u goleme klastere od stotina i tisuća galaksija. Naša galaksija je dio takozvane Lokalne grupe, koja uključuje tri divovske spiralne galaksije (našu galaksiju, maglicu Andromeda i maglicu Trokut), kao i više od 15 patuljastih eliptičnih i nepravilnih galaksija, od kojih su najveće Magellanove Oblaci. U prosjeku, veličine klastera galaksija su oko 3 Mpc. U nekim slučajevima njihov promjer može premašiti 10-20 Mpc. Dijele se na otvorene (nepravilne) i kuglaste (pravilne) grozdove. Otvoreni grozdovi nemaju pravilan oblik i imaju zamagljene obrise. Galaksije u njima vrlo su slabo koncentrirane prema središtu. Primjer divovskog otvorenog skupa je nama najbliži skup galaksija u zviježđu Djevice (241). Na nebu zauzima otprilike 120 četvornih metara. stupnjeva i sadrži nekoliko tisuća uglavnom spiralnih galaksija. Udaljenost do središta ovog skupa je oko 11 Mpc. Kuglasti skupovi galaksija su kompaktniji od otvorenih skupova i imaju sferičnu simetriju. Njihovi su članovi primjetno koncentrirani prema središtu. Primjer sferičnog skupa je skup galaksija u zviježđu Coma Berenices, koji sadrži mnoge eliptične i lentikularne galaksije (242). Njegov promjer je gotovo 12 stupnjeva. Sadrži oko 30 000 galaksija svjetlijih od fotografske magnitude 19. Udaljenost do središta klastera je oko 70 Mpc. Mnoga bogata jata galaksija povezana su sa snažnim, proširenim izvorima rendgenskog zračenja, čija je priroda najvjerojatnije povezana s prisutnošću vrućeg međugalaktičkog plina, sličnog koronama pojedinačnih galaksija. Postoji razlog za vjerovanje da su jata galaksija također neravnomjerno raspoređena. Prema nekim studijama, klasteri i skupine galaksija koje nas okružuju tvore grandiozni sustav - Supergalaksiju. U ovom slučaju se pojedine galaksije očito koncentriraju prema određenoj ravnini, koja se može nazvati ekvatorijalnom ravninom Supergalaksije. Skupina galaksija o kojoj smo upravo govorili u zviježđu Djevice nalazi se u središtu takvog divovskog sustava. Masa naše Supergalaksije trebala bi biti oko 1015 Sunčevih masa, a promjer oko 50 Mpc. Međutim, stvarnost postojanja takvih klastera galaksija drugog reda trenutno ostaje kontroverzna. Ako postoje, onda samo kao slabo izražena nehomogenost u rasporedu galaksija u Svemiru, budući da udaljenosti između njih mogu malo premašiti njihovu veličinu.

Tipično, galaksije se pojavljuju u malim skupinama koje sadrže desetak članova, često se kombinirajući u goleme klastere od stotina i tisuća galaksija. Naša galaksija je dio takozvane Lokalne grupe, koja uključuje tri divovske spiralne galaksije (našu galaksiju, maglicu Andromeda i maglicu Trokut), kao i više od 15 patuljastih eliptičnih i nepravilnih galaksija, od kojih su najveće Magellanove Oblaci. U prosjeku, veličine klastera galaksija su oko 3 Mpc. U nekim slučajevima njihov promjer može premašiti 10-20 Mpc. Dijele se na otvorene (nepravilne) i kuglaste (pravilne) grozdove. Otvoreni grozdovi nemaju pravilan oblik i imaju zamagljene obrise. Galaksije u njima vrlo su slabo koncentrirane prema središtu. Primjer divovskog otvorenog skupa je nama najbliži skup galaksija u zviježđu Djevice. Na nebu zauzima otprilike 120 četvornih metara. stupnjeva i sadrži nekoliko tisuća uglavnom spiralnih galaksija. Udaljenost do središta ovog skupa je oko 11 Mpc. Kuglasti skupovi galaksija su kompaktniji od otvorenih skupova i imaju sferičnu simetriju. Njihovi su članovi primjetno koncentrirani prema središtu. Primjer sferičnog skupa je skup galaksija u zviježđu Coma Berenices, koji sadrži mnogo eliptičnih i lećastih galaksija (slika 242). Njegov promjer je gotovo 12 stupnjeva. Sadrži oko 30 000 galaksija svjetlijih od fotografske magnitude 19. Udaljenost do središta klastera je oko 70 Mpc. Mnoga bogata jata galaksija povezana su sa snažnim, proširenim izvorima rendgenskog zračenja, čija je priroda najvjerojatnije povezana s prisutnošću vrućeg međugalaktičkog plina, sličnog koronama pojedinačnih galaksija.

Postoji razlog za vjerovanje da su jata galaksija također neravnomjerno raspoređena. Prema nekim studijama, klasteri i skupine galaksija koje nas okružuju tvore grandiozni sustav - Supergalaksiju. U ovom slučaju se pojedine galaksije očito koncentriraju prema određenoj ravnini, koja se može nazvati ekvatorijalnom ravninom Supergalaksije. Skupina galaksija o kojoj smo upravo govorili u zviježđu Djevice nalazi se u središtu takvog divovskog sustava. Masa naše Supergalaksije trebala bi biti oko 1015 Sunčevih masa, a promjer oko 50 Mpc. Međutim, stvarnost postojanja takvih klastera galaksija drugog reda trenutno ostaje kontroverzna. Ako postoje, onda samo kao slabo izražena nehomogenost u rasporedu galaksija u Svemiru, budući da udaljenosti između njih mogu malo premašiti njihovu veličinu. O evoluciji galaksija Omjer ukupne količine zvjezdane i međuzvjezdane materije u Galaksiji se mijenja tijekom vremena, budući da zvijezde nastaju iz međuzvjezdane difuzne materije, a na kraju svog evolucijskog puta vraćaju samo dio materije u međuzvjezdani prostor. ; nešto od toga ostaje u bijelim patuljcima. Stoga bi se količina međuzvjezdane tvari u našoj Galaksiji trebala smanjivati ​​tijekom vremena. Ista stvar bi se trebala dogoditi u drugim galaksijama. Obrađujući se u zvjezdanoj unutrašnjosti, materija Galaksije postupno se mijenja kemijski sastav , obogaćen helijem i teškim elementima. Pretpostavlja se da je Galaksija nastala iz oblaka plina koji se uglavnom sastojao od vodika. Čak je moguće da, osim vodika, nije sadržavao niti jedan drugi element. Helij i teški elementi nastali su u ovom slučaju kao rezultat termonuklearnih reakcija unutar zvijezda. Stvaranje teških elemenata počinje reakcijom trostrukog helija 3He4 ® C 12, zatim se C12 spaja s a-česticama, protonima i neutronima, produkti tih reakcija prolaze kroz daljnje transformacije, pa se pojavljuju sve složenije jezgre. Međutim, nastanak najtežih jezgri, poput urana i torija, ne može se objasniti postupnim nakupljanjem. U tom slučaju neizbježno bi se moralo proći kroz fazu nestabilnih radioaktivnih izotopa, koji bi se raspadali brže nego što bi mogli uhvatiti sljedeći nukleon. Stoga se pretpostavlja da najteži elementi na kraju periodnog sustava nastaju tijekom eksplozija supernove. Eksplozija supernove rezultat je brzog kolapsa zvijezde. Istodobno, temperatura se katastrofalno povećava, u kompresiranoj atmosferi se javljaju lančane termonuklearne reakcije i nastaju snažni tokovi neutrona. Intenzitet tokova neutrona može biti toliko velik da srednje nestabilne jezgre nemaju vremena za kolaps. Prije nego što se to dogodi, oni hvataju nove neutrone i postaju stabilni. Kao što je već spomenuto, sadržaj teških elemenata u zvijezdama sferne komponente znatno je manji nego u zvijezdama ravnog podsustava. To se očito objašnjava činjenicom da su zvijezde sferne komponente nastale u samoj početnoj fazi evolucije Galaksije, kada je međuzvjezdani plin još bio siromašan teškim elementima. Tada je međuzvjezdani plin bio gotovo sferni oblak, čija se koncentracija povećavala prema središtu. Zvijezde sferne komponente nastale tijekom ove ere također su zadržale istu distribuciju. Kao rezultat sudara oblaka međuzvjezdanog plina, njihova brzina se postupno smanjivala, kinetička energija prelazila je u toplinsku energiju, a ukupni oblik i veličina oblaka plina se mijenjao. Izračuni pokazuju da bi u slučaju brze rotacije takav oblak trebao poprimiti oblik spljoštenog diska, što vidimo u našoj Galaksiji. Zvijezde nastale kasnije stoga tvore ravni podsustav. Do trenutka kada se međuzvjezdani plin formirao u ravni disk, prerađivao se u zvjezdanoj unutrašnjosti, sadržaj teških elemenata je značajno porastao i zvijezde ravne komponente su stoga također bogate teškim elementima. Često se zvijezde s ravnom komponentom nazivaju zvijezdama druge generacije, a zvijezde s kuglastom komponentom - zvijezdama prve generacije, kako bi se naglasila činjenica da su zvijezde s ravnom komponentom nastale od materije koja je već bila u unutrašnjosti zvijezde. Evolucija drugih spiralnih galaksija vjerojatno se odvija na sličan način. Oblik spiralnih krakova u kojima je koncentriran međuzvjezdani plin očito je određen smjerom linija polja opće galaktičke magnetsko polje. Elastičnost magnetskog polja na koje je međuzvjezdani plin "zalijepljen" ograničava spljoštenost plinskog diska. Kad bi samo gravitacija djelovala na međuzvjezdani plin, njegova kompresija bi trajala neograničeno dugo. Štoviše, zbog velike gustoće brzo bi se kondenzirao u zvijezde i praktički nestao. Postoji razlog za vjerovanje da je brzina formiranja zvijezda približno proporcionalna kvadratu gustoće međuzvjezdanog plina.

Ako galaksija rotira sporo, tada se međuzvjezdani plin skuplja pod utjecajem gravitacije u središtu. Očigledno je da je u takvim galaksijama magnetsko polje slabije i manje ometa kompresiju međuzvjezdanog plina nego u brzo rotirajućim. Visoka gustoća međuzvjezdanog plina u središnjem području uzrokuje njegovu brzu potrošnju, pretvarajući se u zvijezde. Kao rezultat toga, sporo rotirajuće galaksije trebale bi biti približno sferičnog oblika, s naglim povećanjem gustoće zvijezda u središtu. Znamo da eliptične galaksije imaju upravo te karakteristike. Navodno je razlog njihove razlike od spiralnih njihova sporija rotacija. Iz navedenog je također jasno zašto eliptične galaksije sadrže malo zvijezda ranih klasa i malo međuzvjezdanog plina.

Dakle, evoluciju galaksija možemo pratiti počevši od stupnja plinovitog oblaka približno sferičnog oblika. Oblak se sastoji od vodika i heterogen je. Odvojene nakupine plina, koje se kreću, sudaraju se jedna s drugom - gubitak kinetička energija dovodi do kompresije oblaka. Ako se brzo okreće, ispada spiralna galaksija, ako je sporo - eliptično. Prirodno je zapitati se zašto se materija u Svemiru raspala u zasebne oblake plina, koji su kasnije postali galaksije, zašto promatramo širenje tih galaksija i u kakvom je obliku bila materija u Svemiru prije nego što su galaksije nastale.

65. Raspodjela zvijezda u galaksiji. Grozdovi. Opća struktura Galaksije.

kraj oblika početak oblika Poznavanje udaljenosti do zvijezda omogućuje nam pristup proučavanju njihove raspodjele u svemiru, a time i strukture Galaksije. Kako bi se okarakterizirao broj zvijezda u različitim dijelovima Galaksije, uvodi se pojam zvjezdane gustoće, koji je sličan pojmu koncentracije molekula. Gustoća zvijezda je broj zvijezda smještenih u jedinici volumena prostora. Jedinica volumena obično se uzima kao 1 kubni parsek. U blizini Sunca, gustoća zvijezda je oko 0,12 zvijezda po kubnom parseku, drugim riječima, svaka zvijezda ima prosječni volumen od preko 8 ps 3 ; prosječna udaljenost između zvijezda je oko 2 ps, kako se zvjezdana gustoća mijenja u različitim smjerovima, izbrojite broj zvijezda po jedinici površine (na primjer, po 1 kvadratnom stupnju) u različitim dijelovima neba.

Prvo što upada u oči u takvim proračunima je neobično snažan porast koncentracije zvijezda kako se približavate traci Mliječne staze, čija srednja linija tvori veliki krug na nebu. Naprotiv, kako se približavamo polu ovog kruga, koncentracija zvijezda brzo opada. Ova činjenica već krajem 18.st. omogućilo je V. Herschelu da izvuče ispravan zaključak da naš zvjezdani sustav ima spljošten oblik, a Sunce bi trebalo biti smješteno nedaleko od ravnine simetrije ove formacije kraj oblika početak oblika Sve zvijezde s prividnom magnitudom manjom od ili jednake m, projicirane na određeno područje neba, nalaze se unutar sfernog sektora, čiji je polumjer određen formulom

log r m =1 + 0,2 (m * M)

kraj oblika početak oblika Kako bi se opisalo koliko se zvijezda različitih sjaja nalazi u određenom području prostora, uvodi se funkcija sjaja j (M), koja pokazuje koji udio ukupnog broja zvijezda ima danu apsolutnu magnitudu, recimo , od M do M + 1.

kraj oblika početak oblika Skupovi galaksija - gravitacijski vezani sustavi galaksije, jedna od najvećih građevina u svemir. Veličine klastera galaksija mogu doseći 10 8 svjetlosnih godina.

Klasteri su konvencionalno podijeljeni u dvije vrste:

pravilni - grozdovi pravilnog sferičnog oblika, u kojima su eliptični i lentikularne galaksije, s jasno definiranim središnjim dijelom. U središtima takvih klastera nalaze se divovske eliptične galaksije. Primjer pravilnog klastera je Grozd koma.

nepravilni - klasteri bez određenog oblika, inferiorni u broju galaksija od pravilnih. U grozdovima ove vrste dominiraju spiralne galaksije. primjer - Grozd Djevice.

Mase klastera variraju od 10 13 do 10 15 masa Sunca.

Struktura galaksije

Raspodjela zvijezda u Galaksiji ima dvije različite značajke: prvo, vrlo visoku koncentraciju zvijezda u galaktičkoj ravnini, i drugo, veliku koncentraciju u središtu Galaksije. Dakle, ako se u blizini Sunca, na disku, nalazi jedna zvijezda na 16 kubnih parseka, onda se u središtu Galaksije nalazi 10.000 zvijezda u jednom kubnom parseku. Osim povećane koncentracije zvijezda, u ravnini Galaksije prisutna je i povećana koncentracija prašine i plina.

Dimenzije galaksije: – promjer diska galaksije je oko 30 kpc (100 000 svjetlosnih godina), – debljina – oko 1000 svjetlosnih godina.

Sunce se nalazi vrlo daleko od galaktičke jezgre – na udaljenosti od 8 kpc (oko 26 000 svjetlosnih godina).

Središte galaksije nalazi se u zviježđu Strijelca u smjeru? = 17h46.1m, ? = –28°51′.

Galaksija se sastoji od diska, aureole i korone. Središnje, najkompaktnije područje Galaksije naziva se jezgrom. Jezgra ima visoku koncentraciju zvijezda, s tisućama zvijezda u svakom kubnom parseku. Da živimo na planetu u blizini zvijezde koja se nalazi u blizini jezgre galaksije, tada bi na nebu bilo vidljivo na desetke zvijezda, usporedivih po sjaju s Mjesecom. Sumnja se da u središtu Galaksije postoji ogromna crna rupa. Gotovo sva molekularna tvar međuzvjezdanog medija koncentrirana je u prstenastom području galaktičkog diska (3–7 kpc); sadrži najveći broj pulsara, ostataka supernova i izvora infracrvenog zračenja. Vidljivo zračenje iz središnjih područja Galaksije potpuno je skriveno od nas debelim slojevima apsorbirajuće tvari.

Galaksija sadrži dva glavna podsustava (dvije komponente), ugniježđene jedna u drugu i gravitacijski povezane jedna s drugom. Prvi se zove sferni - halo, njegove su zvijezde koncentrirane prema središtu galaksije, a gustoća materije, visoko u središtu galaksije, prilično brzo pada s udaljenošću od njega. Središnji, najgušći dio aureole unutar nekoliko tisuća svjetlosnih godina od središta galaksije naziva se izbočina. Drugi podsustav je masivni zvjezdani disk. Izgleda kao dvije ploče presavijene na rubovima. Koncentracija zvijezda u disku mnogo je veća nego u aureoli. Zvijezde unutar diska kreću se kružnim putanjama oko središta Galaksije. Sunce se nalazi u zvjezdanom disku između spiralnih krakova.

Zvijezde galaktičkog diska nazvane su populacijski tip I, zvijezde haloa - populacijski tip II. Disk, ravna komponenta Galaksije, uključuje zvijezde ranih spektralnih tipova O i B, zvijezde otvorenih skupova i tamne prašnjave maglice. Oreole se, naprotiv, sastoje od objekata koji su nastali u ranim fazama evolucije galaksije: zvijezde globularnih skupova, zvijezde tipa RR Lyrae. Zvijezde s ravnom komponentom, u usporedbi sa zvijezdama sa sfernom komponentom, odlikuju se većim sadržajem teških elemenata. Starost populacije sferne komponente prelazi 12 milijardi godina. Obično se uzima kao starost same Galaksije.

U usporedbi s aureolom, disk se okreće osjetno brže. Brzina rotacije diska nije ista na različitim udaljenostima od središta. Masa diska procjenjuje se na 150 milijardi M. Disk sadrži spiralne grane (rukavce). Mlade zvijezde i središta stvaranja zvijezda nalaze se uglavnom duž krakova.

Disk i okolni halo ugrađeni su u koronu. Trenutno se vjeruje da je veličina korone Galaksije 10 puta veća od veličine diska.