Yorqinligi kuchayib borayotgan ob'ektlar orasida yulduzlar soni tez o'sib boradi. Shunday qilib, 12 kattalikdan yorqinroq G. taxminan ma'lum. 250, 15 - allaqachon taxminan. 50 ming va 6 metrli teleskopning imkoniyatlari chegarasida suratga olinadigan geografiyalar soni ko'p milliardlarni tashkil qiladi. Bu vositalarni bildiradi. aksariyat shaharlarning uzoqligi.

Ekstragalaktik astronomiya yulduz sistemalarining oʻlchamlarini, ularning massalarini, tuzilishini, optik, infraqizil, rentgen xususiyatlarini oʻrganadi. va radio emissiyalari. Geologiyaning fazoviy taqsimotini o'rganish Olamning keng ko'lamli tuzilishini ochib beradi (aytishimiz mumkinki, Olamning kuzatiladigan qismi geologiya olamidir). Gazlarning fazoviy tarqalishini va ularning ekstragalaktik evolyutsiya yo'llarini o'rganishda. astronomiya kosmologiya bilan birlashadi - butun olam haqidagi fan.

Ekstragalaktikada eng muhimlaridan biri. astronomiyada G.gacha boʻlgan masofani aniqlash muammosi saqlanib qolmoqda, chunki eng yaqin G.da topilgan, shuningdek. eng yorqin yulduzlar doimiy yorqinlik (supergigantlar), hatto o'ta gigant yulduzlarni ham ajratib bo'lmaydigan uzoqroq sayyoralargacha bo'lgan masofani aniqlash mumkin edi (qarang).

1912 yilda Amer. astronom V. Slifer G.ning ajoyib xususiyatini kashf etdi: uzoq G. spektrlarida barcha spektr. kuzatuvchiga nisbatan statsionar manbalar spektrlaridagi bir xil chiziqlar bilan solishtirganda chiziqlar uzun to'lqinli (qizil) oxiriga siljidi (chiziqlar deb ataladi). 1929 yilda Amer. astronom E. Xabbl Yergacha bo'lgan masofalar va ularning qizil siljishlarini taqqoslab, ikkinchisi o'rtacha masofalarga to'g'ridan-to'g'ri mutanosib ravishda o'sishini aniqladi (qarang). Bu qonun astronomlarning qo'liga topshirildi samarali usul ularning qizil siljishi asosida Yergacha bo'lgan masofalarni aniqlash. Minglab va yuzlab G.larning qizil siljishi oʻlchandi.

Gazlargacha bo'lgan masofani va ularning osmondagi o'rnini aniqlash bitta va qo'sh gazlar, gazlar guruhlari, ularning yirik klasterlari va hatto klaster bulutlari (superklasterlar) mavjudligini aniqlashga imkon berdi. Chorshanba. guruhlar va klasterlardagi shaharlar orasidagi masofalar bir necha. yuzlab dona; bu eng katta G. Avg dan taxminan 10-20 barobar kattaroqdir. gazlar guruhlari, yagona gazlar va ko'p tizimlar orasidagi masofalar 1-2 Mpc, klasterlar orasidagi masofalar o'nlab Mpc. Shunday qilib, gazlar bo'shliqni intragalaktik yulduzlarga qaraganda yuqori nisbiy zichlik bilan to'ldiradi. fazo (yulduzlar orasidagi masofalar ularning diametrlaridan o'rtacha 20 million marta katta).

Nurlanish kuchiga koʻra G.ni bir qanchalarga boʻlish mumkin. yorqinlik sinflari. Yorqinlikning eng keng diapazoni elliptiklarda kuzatiladi. G., markaziy hududlarda G.ning ayrim klasterlari deb ataladigan. Yorqinligi (mutlaq kattaligi - 24 m, yorqinligi ~10 45 erg/s) va massasi () bo'yicha rekord darajadagi cD galaktikalar. Bizning Mahalliy G. guruhida esa elliptik topildi. G. past yorqinlik (mutlaq qiymatlar -14 dan -6 m gacha, ya'ni yorug'lik ~10 41 -10 38 erg/s) va massa (10 8 -10 5). Spiral G.da interval abs. yulduz kattaligi -22 dan -14 m gacha, yorqinligi - 10 44 dan 10 41 erg/s gacha, massa diapazoni 10 12 -10 8. Absdagi notoʻgʻri G.. kuchsizroq kattaliklar - 18 m, ularning yorqinligi 10 43 erg / s, massa .

Galaktikaning markaziy mintaqasida yosh yulduzlarning shakllanishi hali ham davom etmoqda. Aylanish momentiga ega bo'lmagan gaz Galaktika markaziga tushadi. Bu erda 2-avlod sharsimon yulduzlar tug'iladi. Galaxy yadrosini tashkil etuvchi quyi tizimlar. Ammo yadroda supergigant yulduzlarning paydo bo'lishi uchun qulay sharoitlar mavjud emas, chunki gaz mayda bo'laklarga parchalanadi. Gaz momentni uzatadigan kamdan-kam hollarda muhit va massiv jismga siqiladi - yuzlab va minglab quyosh massalari massasi bilan bu jarayon baxtli tugamaydi: gazning siqilishi barqaror yulduz shakllanishiga olib kelmaydi, u sodir bo'lishi mumkin va sodir bo'ladi. Yiqilish materiyaning bir qismini galaktika mintaqasidan chiqarib yuborishi bilan birga keladi. yadrolari (qarang).

Spiral gaz qanchalik massiv bo'lsa, tortishish kuchi spiral qo'llarni siqadi, shuning uchun massiv gazlarning qo'llari ingichka bo'ladi, ko'proq yulduzlar va kamroq gazlar (ko'proq yulduzlar hosil bo'ladi). Masalan, M81 gigant tumanligida yupqa spiral qo'llar ko'rinadi, o'rta kattalikdagi spiral bo'lgan M33 tumanligida esa qo'llar ancha kengroqdir.

Turiga qarab, spiral yulduzlar ham turli xil yulduz hosil bo'lish tezligiga ega. Eng yuqori tezlik Sc turi uchun (yiliga taxminan 5), eng pasti Sa uchun (yiliga taxminan 1). Birinchisida yulduz shakllanishining yuqori sur'ati ham galaktik yulduzlardan gaz ta'minoti bilan bog'liq. toj

Elliptik yulduz tizimlari, evolyutsiya yo'li oddiyroq bo'lishi kerak. Ulardagi modda boshidanoq sezilarli moment va magnitlanishga ega emas edi. maydon. Shuning uchun, evolyutsiya jarayonida siqilish bunday tizimlarni sezilarli aylanish va magnit kuchayishiga olib kelmadi. dalalar. Bu tizimlardagi barcha gazlar boshidanoq sharsimon yulduzlarga aylandi. quyi tizimlar. Keyingi evolyutsiya davomida yulduzlar gazni chiqarib tashladilar, bu tizimning markaziga cho'kib ketdi va bir xil sharsimon yangi avlod yulduzlarining shakllanishiga o'tdi. quyi tizimlar. Elliptik shaklda yulduz hosil bo'lish tezligi. G. boʻlishi kerak tezligiga teng evolyutsiyaga uchragan yulduzlardan, asosan, o'ta yangi yulduzlardan gaz oqimi, materiyaning yulduzlardan elliptikaga chiqishidan beri. G. ahamiyatsiz. Elliptik yulduzlardagi gazning yillik yo'qolishi. G. massasi 10 11 boʻlgan galaktika uchun ~0,1 deb hisoblanadi. Bundan tashqari, hisob-kitoblardan kelib chiqadiki, markaziy qismlar elliptikdir. Yosh yulduzlar borligi uchun G. G.ning periferik hududlariga qaraganda koʻkroq boʻlishi kerak, ammo bu kuzatilmaydi. Gap shundaki, bu nimani anglatadi. hosil bo'lgan gazning bir qismi elliptik shaklga kiradi. Gaz o'ta yangi yulduzlar portlashi paytida yuzaga keladigan issiq shamol tomonidan chiqariladi va gaz klasterlarida u juda zich issiq galaktikalararo havo bilan ham chiqariladi. yaqinda rentgen nurlari orqali aniqlangan gaz. radiatsiya.

Turli avlod yulduzlari sonini solishtirish katta raqam bir xil turdagi, ularning rivojlanishining mumkin bo'lgan yo'llarini belgilash mumkin. Qadimgi yulduzlarda yulduzlararo gaz zahiralarining kamayishi va shu munosabat bilan hosil bo'lish tezligi va yangi avlod yulduzlarining umumiy sonining kamayishi kuzatiladi. Ammo ular yulduzlar evolyutsiyasining so'nggi bosqichlaridan birini ifodalovchi juda ko'p kichik o'lchamdagi juda zich yulduzlarni o'z ichiga oladi. Ta'kidlash joizki, sayyoralar evolyutsiyasining boshida ko'proq yorqinroq bo'lgan, chunki ularda kattaroq yosh yulduzlar mavjud edi. Asosan, yorug'lik ko'p milliard yillar davomida tarqaladigan yaqin va juda uzoq sayyoralarning yorug'liklarini solishtirish orqali sayyora yorqinligidagi evolyutsion o'zgarishlarni aniqlash mumkin.

Ekstragalaktik astronomiya gaz klasterlarining paydo bo'lishi bilan bog'liq savollarga, xususan, nima uchun sferikda hali aniq javob bermadi. klasterlarda elliptiklar ustunlik qiladi. va linza shaklidagi tizimlar. Ko'rinishidan, sferik bulutlar aylanish momentiga ega bo'lmagan nisbatan kichik gaz bulutlaridan hosil bo'lgan. elliptik ustunlikka ega bo'lgan klasterlar va linza shaklidagi tizimlar, ular ham past momentga ega. Va sezilarli aylanish momentiga ega bo'lgan katta gaz bulutlaridan Virgo Superclusterga o'xshash gaz klasterlari paydo bo'ldi. Bu erda gazlar hosil bo'lgan alohida gaz pıhtıları o'rtasida momentni taqsimlashning ko'proq variantlari mavjud edi va shuning uchun bunday klasterlarda spiral tizimlar ko'proq uchraydi.

Gazning klaster va guruhlarda evolyutsiyasi bir qator xususiyatlarga ega. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, gazlarning to'qnashuvi paytida ularning cho'zilgan gaz tojlari "o'chirilishi" va guruh yoki klasterning butun hajmi bo'ylab tarqalishi kerak. Bu intergalaktik gaz yuqori haroratli rentgenogrammasi orqali aniqlangan. gazlar klasterlaridan keladigan radiatsiya Bundan tashqari, klasterlarning massiv a'zolari boshqalar orasida harakatlanib, "dinamik ishqalanish" ni hosil qiladi: ular o'zlarining tortishish kuchi bilan qo'shni gazlarni tortadilar, lekin o'z navbatida tormozlanishni boshdan kechiradilar. Ko'rinishidan, Magellan oqimi mahalliy geografiyalar guruhida shunday shakllangan, ba'zida klaster markazida joylashgan massiv geografiyalar nafaqat ular orqali o'tadigan geografiyaning gaz tojlarini "yirtib tashlaydi", balki "mehmon" yulduzlarni ham qo'lga kiritadi. Xususan, massiv halosli CD galaktikalar ularni shunday "kannibal" shaklda hosil qilgan deb taxmin qilinadi.

Mavjud hisob-kitoblarga ko'ra, 3 milliard yildan keyin bizning Galaktikamiz ham "kannibal"ga aylanadi: u yaqinlashib kelayotgan Katta Magellan bulutini o'zlashtiradi.

Metagalaktika masshtabida materiyaning bir xil taqsimlanishi metagalaktikaning barcha qismlarida materiya va fazoning bir xilligini (homogenlik) va ularning barcha yo`nalishlarda bir xilligini (izotropiya) belgilaydi. Metagalaktikaning bu muhim xususiyatlari, aftidan, hozirgi zamonga xosdir. Metagalaktikaning holatlari, ammo o'tmishda, kengayishning eng boshida materiya va makonning anizotropiyasi va heterojenligi mavjud bo'lishi mumkin edi. O'tmishdagi anizotropiya va metagalaktikaning bir xilligi izlarini izlash astronomlar endigina yaqinlashayotgan ekstragalaktik astronomiyaning murakkab va dolzarb muammosidir.

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. Yujniydan Borkova va Marsakovga ko'ra, 8-10 sxematik tarzda ushbu tuzilmani ko'rsatadi federal universitet. 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 globulyar 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'ektlar. 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?

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 konsentratsiyalangan. 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.

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 konsentratsiyalangan. Gigant ochiq klasterga misol qilib, Virgo 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 galaktikalar klasterini keltirish mumkin, u koʻplab elliptik va lentikulyar galaktikalarni oʻz ichiga oladi (242-rasm). 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. 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. Yulduzli interyerda ishlov berilsa, Galaktika masalasi asta-sekin o'zgaradi kimyoviy tarkibi , geliy va og'ir elementlar bilan boyitilgan. 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 tarkibiy yulduzlar Galaktika evolyutsiyasining dastlabki bosqichida, yulduzlararo gaz hali ham og'ir elementlarda kambag'al bo'lgan paytda shakllanganligi bilan izohlanadi. O'sha paytda yulduzlararo gaz deyarli sharsimon bulut bo'lib, uning kontsentratsiyasi markazga qarab ortdi. Bu davrda shakllangan sferik komponentning yulduzlari ham bir xil 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 sharoitida 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 yulduz 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 galaktikaning maydon chiziqlari yo'nalishi bilan belgilanadi. magnit maydon. 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 ishonish 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. Alohida gaz bo'laklari, harakatlanuvchi, bir-biri bilan to'qnashadi - yo'qotish kinetik energiya bulutning siqilishiga olib keladi. Agar u tez aylansa, u chiqadi spiral galaktika, agar sekin bo'lsa - elliptik. 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.

65.Galaktikada yulduzlarning tarqalishi. Klasterlar. Umumiy tuzilishi Galaktikalar.

shaklning oxiri shaklning boshlanishi Yulduzlargacha bo'lgan masofani bilish ularning kosmosda tarqalishini va, demak, Galaktikaning tuzilishini o'rganishga yondashish imkonini beradi. Galaktikaning turli qismlaridagi yulduzlar sonini tavsiflash uchun molekulalarning kontsentratsiyasi tushunchasiga o'xshash yulduz zichligi tushunchasi kiritiladi. Yulduz zichligi - fazoning birlik hajmida joylashgan yulduzlar soni. Hajm birligi odatda 1 kub parsek sifatida qabul qilinadi. Quyosh yaqinida yulduz zichligi har bir kub parsek uchun taxminan 0,12 yulduzni tashkil qiladi, boshqacha aytganda, har bir yulduzning o'rtacha hajmi 8 ps 3 dan ortiq; yulduzlar orasidagi o'rtacha masofa taxminan 2 ps. yulduz zichligi turli yo'nalishlarda qanday o'zgarishini bilish uchun osmonning turli qismlarida birlik maydoniga (masalan, 1 kvadrat darajaga) to'g'ri keladigan yulduzlar sonini hisoblang.

Bunday hisob-kitoblarda e'tiboringizni tortadigan birinchi narsa - o'rta chizig'i osmonda katta doirani tashkil etuvchi Somon yo'li chizig'iga yaqinlashganda yulduzlar kontsentratsiyasining g'ayrioddiy kuchli ortishidir. Aksincha, bu doiraning qutbiga yaqinlashganda, yulduzlarning kontsentratsiyasi tezda pasayadi. Bu haqiqat 18-asrning oxirida allaqachon mavjud. V. Gerschel bizning yulduz sistemamiz oblate shaklga ega va Quyosh bu shakllanishning simmetriya tekisligidan unchalik uzoq bo'lmagan shaklda joylashgan bo'lishi kerakligi to'g'risida to'g'ri xulosa chiqarishga imkon berdi m ga teng, osmonning ma'lum bir maydoniga proyeksiya qilingan sferik sektor ichida joylashgan bo'lib, uning radiusi formula bilan aniqlanadi.

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

shaklning oxiri shaklning boshlanishi Kosmosning ma'lum bir hududida qancha turli yorug'likdagi yulduzlar mavjudligini tavsiflash uchun j (M) yorqinlik funksiyasi kiritiladi, bu yulduzlarning umumiy sonining qaysi qismi berilgan mutlaq kattalikka ega ekanligini ko'rsatadi. , M dan M + 1 gacha.

shaklning oxiri shaklning boshlanishi galaktika klasterlari - tortishish bilan bog'langan tizimlar galaktikalar, eng yirik tuzilmalardan biri koinot. Galaktika klasterlarining o'lchamlari 10 8 ga yetishi mumkin yorug'lik yillari.

Klasterlar shartli ravishda ikki turga bo'linadi:

muntazam - muntazam sharsimon shakldagi klasterlar, ularda elliptik va lentikulyar galaktikalar, aniq belgilangan markaziy qism bilan. Bunday klasterlarning markazida ulkan elliptik galaktikalar joylashgan. Oddiy klasterga misol Koma klasteri.

tartibsiz - aniq shaklga ega bo'lmagan klasterlar, galaktikalar soni bo'yicha muntazam galaktikalardan kam. Bu turning klasterlarida ustunlik qiladi spiral galaktikalar. Misol - Bokira klasteri.

Klaster massalari 10 13 dan 10 15 gacha o'zgarib turadi quyosh massasi.

Galaktikaning tuzilishi

Galaktikadagi yulduzlarning tarqalishi ikki xil xususiyatga ega: birinchidan, galaktika tekisligida yulduzlarning juda yuqori konsentratsiyasi, ikkinchidan, Galaktika markazida katta kontsentratsiya. Demak, agar Quyosh yaqinida, diskda 16 kub parsekga bitta yulduz to'g'ri kelsa, Galaktikaning markazida bir kub parsekda 10 000 ta yulduz bor. Galaktika tekisligida yulduzlar kontsentratsiyasining ortishi bilan bir qatorda chang va gaz kontsentratsiyasining ham ortishi kuzatiladi.

Galaktikaning o'lchamlari: - Galaxy diskining diametri taxminan 30 kpc (100 000) yorug'lik yillari), – qalinligi – taxminan 1000 yorug‘lik yili.

Quyosh galaktika yadrosidan juda uzoqda - 8 kpc (taxminan 26 000 yorug'lik yili) masofasida joylashgan.

Galaktika markazi Sagittarius yulduz turkumida joylashgan? = 17h46.1m, ? = -28°51'.

Galaktika disk, halo va tojdan iborat. Galaktikaning markaziy, eng ixcham hududi yadro deb ataladi. Yadro yulduzlarning yuqori konsentratsiyasiga ega, har bir kub parsekda minglab yulduzlar mavjud. Agar biz galaktika yadrosi yaqinida joylashgan yulduz yaqinidagi sayyorada yashaganimizda, osmonda yorqinligi bo'yicha Oy bilan taqqoslanadigan o'nlab yulduzlar ko'rinardi. Galaktika markazida katta qora tuynuk borligi taxmin qilinmoqda. Yulduzlararo muhitning deyarli barcha molekulyar moddasi galaktik diskning halqasimon mintaqasida (3-7 kpc) to'plangan; unda eng ko'p pulsarlar, o'ta yangi yulduzlar qoldiqlari va infraqizil nurlanish manbalari mavjud. Galaktikaning markaziy qismlaridan ko'rinadigan nurlanish moddalarning qalin qatlamlari orqali bizdan butunlay yashiringan.

Galaktika ikkita asosiy quyi tizimni (ikki komponent) o'z ichiga oladi, ular bir-birining ichiga joylashtirilgan va bir-biriga tortishish kuchi bilan bog'langan. Birinchisi sharsimon deb ataladi - halo, uning yulduzlari galaktika markaziga to'g'ri keladi va galaktika markazida yuqori bo'lgan materiyaning zichligi undan masofa bilan juda tez tushadi. Galaktika markazidan bir necha ming yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan haloning markaziy, eng zich qismi bo'rtiq deb ataladi. Ikkinchi quyi tizim - bu ulkan yulduz diskidir. Bu chekkalarda o'ralgan ikkita plastinkaga o'xshaydi. Diskdagi yulduzlarning kontsentratsiyasi haloga qaraganda ancha katta. Disk ichidagi yulduzlar Galaktika markazi atrofida aylana traektoriyalari bo'ylab harakatlanadi. Quyosh yulduz diskida spiral qo'llar orasida joylashgan.

Galaktik diskning yulduzlari populyatsiya turi I, halo yulduzlari - populyatsiya turi II deb nomlangan. Galaktikaning tekis komponenti boʻlgan disk O va B spektral turdagi erta yulduzlar, ochiq klaster yulduzlari va qorongʻu chang tumanliklarni oʻz ichiga oladi. Halolar, aksincha, Galaktika evolyutsiyasining dastlabki bosqichlarida paydo bo'lgan ob'ektlardan iborat: globulyar klasterlarning yulduzlari, RR Lyrae tipidagi yulduzlar. Sferik komponentli yulduzlarga nisbatan tekis komponentli yulduzlar og'ir elementlarning yuqori miqdori bilan ajralib turadi. Sferik komponent aholisining yoshi 12 milliard yildan oshadi. Odatda Galaktikaning o'zi yoshi deb qabul qilinadi.

Halo bilan solishtirganda, disk sezilarli darajada tezroq aylanadi. Diskning aylanish tezligi markazdan turli masofalarda bir xil emas. Diskning massasi 150 milliard M. deb baholanadi. Diskda spiral shoxchalar (yenglar) mavjud. Yosh yulduzlar va yulduz shakllanishi markazlari asosan qo'llar bo'ylab joylashgan.

Disk va uning atrofidagi halo tojga o'rnatilgan. Hozirda Galaktika tojining o‘lchami diskning o‘lchamidan 10 barobar katta ekanligi taxmin qilinmoqda.