Как распределены скопления в галактике


ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕ́НИЯ, груп­пы звёзд, свя­зан­ных ме­ж­ду со­бой си­ла­ми вза­им­но­го гра­ви­та­ци­он­но­го при­тя­же­ния и имею­щих со­вме­ст­ное про­ис­хо­ж­де­ние, близ­кие воз­раст и хи­мич. со­став. Ко­ли­че­ст­во звёзд в од­ном ско­п­ле­нии мо­жет со­став­лять от 20–30 до не­сколь­ких мил­лио­нов. Обыч­но З. с. име­ют плот­ное цент­раль­ное сгу­ще­ние (яд­ро), ок­ру­жён­ное ме­нее плот­ной ко­ро­наль­ной об­ла­стью (ко­ро­ной). Диа­мет­ры З. с. на­хо­дят­ся в пре­де­лах от не­сколь­ких до 280 пк. В от­но­ше­нии З. с. на­шей Га­лак­ти­ки ис­то­ри­че­ски сло­жи­лось их де­ле­ние на рас­се­ян­ные и ша­ро­вые. Раз­ли­чие ме­ж­ду ни­ми в осн. оп­ре­де­ля­ет­ся мас­сой и воз­рас­том этих об­ра­зо­ва­ний. Рас­се­ян­ные З. с. от­но­си­тель­но мо­ло­ды и, как пра­ви­ло, со­дер­жат от де­сят­ков до ты­сяч звёзд, а зна­чи­тель­но бо­лее ста­рые ша­ро­вые З. с. – от де­сят­ков ты­сяч до не­сколь­ких мил­лио­нов звёзд. По­сколь­ку ша­ро­вые З. с. бо­га­ты звёз­да­ми, они вы­гля­дят бо­лее пра­виль­ны­ми, ша­ро­об­раз­ны­ми, то­гда как рас­се­ян­ные З. с. име­ют бо­лее клоч­ко­ва­тый вид (рис. 1 и 2). При­ме­ры рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний – Плея­ды и Гиа­ды; при­ме­ры ша­ро­вых ско­п­ле­ний – М3 в со­звез­дии Гон­чих Псов и М13 в со­звез­дии Гер­ку­ле­са.


Обо­зна­че­ния и на­име­но­ва­ния З. с. не име­ют оп­ре­де­лён­ной сис­те­мы. Не­ко­то­рые из З. с. бы­ли от­кры­ты ещё до изо­бре­те­ния те­ле­ско­па и по­это­му име­ют свои ис­то­рич. име­на, напр. Плея­ды и Гиа­ды, а так­же ту­ман­ное пят­ныш­ко в со­звез­дии Ра­ка, из­вест­ное как Яс­ли. В Яс­лях, уда­лён­ных от нас на 160 пк, са­мые яр­кие звёз­ды име­ют блеск ок. 6,5 звёзд­ной ве­ли­чи­ны: лишь чрез­вы­чай­но зор­кий глаз мо­жет их раз­ли­чить, и толь­ко на очень тём­ном не­бе; за­то в би­нокль это ско­п­ле­ние вид­но очень хо­ро­шо. Ещё неск. ско­п­ле­ний мож­но уви­деть не­воо­ру­жён­ным гла­зом как сла­бые «ту­ман­ные звёз­ды», но до­га­дать­ся об их ис­тин­ной при­ро­де до изо­бре­те­ния те­ле­ско­па бы­ло не­воз­мож­но. Есть и об­рат­ные при­ме­ры: в со­звез­дии Во­ло­сы Ве­ро­ни­ки из­дав­на из­вест­на рос­сыпь сла­бых звёзд, дав­шая ему на­зва­ние. Хо­тя эти звёз­ды хо­ро­шо вид­ны не­воо­ру­жён­ным гла­зом, тот факт, что звёзд­ная рос­сыпь в Во­ло­сах Ве­ро­ни­ки яв­ля­ет­ся не слу­чай­ной груп­пи­ров­кой на не­бе, а пред­став­ля­ет со­бой еди­ное ско­п­ле­ние, был до­ка­зан лишь в 1915.


Боль­шин­ст­во З. с. обо­зна­ча­ют но­ме­ра­ми по к.-л. ка­та­ло­гу; час­то од­но З. с. име­ет неск. обо­зна­че­ний. Напр., яр­кое ша­ро­вое ско­п­ле­ние в со­звез­дии Гер­ку­ле­са по ка­та­ло­гу Мес­сье обо­зна­ча­ет­ся как М13, а по Но­во­му об­ще­му ка­та­ло­гу ту­ман­но­стей и звёзд­ных ско­п­ле­ний (New General Catalogue of Nebulae and Clus­ters of Stars, NGC), опуб­ли­ко­ван­но­му Й. Дрей­е­ром в 1888, это ско­п­ле­ние обо­зна­ча­ет­ся как NGC 6205. Плея­ды име­ют свой но­мер в ка­та­ло­ге Мес­сье (М45), но их нет в ка­та­ло­ге NGC. Не­ко­то­рые З. с. сна­ча­ла бы­ли на­не­се­ны на кар­ты как звёз­ды и по­лу­чи­ли со­от­вет­ст­вую­щие обо­зна­че­ния, лишь позд­нее им бы­ли при­свое­ны но­ме­ра по ка­та­ло­гам не­звёзд­ных объ­ек­тов, напр. ша­ро­вые ско­п­ле­ния 47 Ту­ка­на (NGC 104) и оме­га Кен­тав­ра (ω Cen, NGC 5139).

Рас­се­ян­ные З. с. в на­шей Га­лак­ти­ке кон­цен­три­ру­ют­ся в плос­ко­сти сим­мет­рии Млеч­но­го Пу­ти (га­лак­тич. плос­ко­сти) и об­ла­да­ют не­боль­ши­ми ско­ро­стя­ми от­но­си­тель­но Солн­ца (в ср. 20 км/с). Сре­ди них мож­но вы­де­лить кон­цен­три­рую­щие­ся к спи­раль­ным вет­вям Га­лак­ти­ки З. с., воз­ник­шие срав­ни­тель­но не­дав­но (ме­нее 100 млн. лет на­зад), и З. с. про­ме­жу­точ­но­го воз­рас­та (ско­п­ле­ния дис­ка), не по­ка­зы­ваю­щие свя­зи со спи­раль­ны­ми вет­вя­ми и сла­бее кон­цен­три­рую­щие­ся к га­лак­тич. плос­ко­сти. По­ка об­на­ру­же­но и изу­че­но не­мно­гим бо­лее 1500 рас­се­ян­ных З. с., од­на­ко ещё мн. ты­ся­чи их на­вер­ня­ка скры­ва­ют­ся в уда­лён­ных об­лас­тях Га­лак­ти­ки, за­кры­тых от нас об­ла­ка­ми меж­звёзд­ной пы­ли. Все рас­се­ян­ные З. с. име­ют нор­маль­ное со­дер­жа­ние ме­тал­лов, при­су­щее звёз­дам пло­ской со­став­ляю­щей Га­лак­ти­ки.


Ша­ро­вые З. с. в Га­лак­ти­ке рас­пре­де­ле­ны в сфе­рои­даль­ном объ­ё­ме, центр ко­то­ро­го сов­па­да­ет с цен­тром Га­лак­ти­ки, силь­но кон­цен­три­ру­ют­ся к это­му цен­тру и ха­рак­те­ри­зу­ют­ся боль­ши­ми ско­ро­стя­ми от­но­си­тель­но Солн­ца (в ср. 170 км/с). К нач. 21 в. об­на­ру­же­но ок. 160 ша­ро­вых ско­п­ле­ний. Не­за­ме­чен­ны­ми мог­ли ос­тать­ся лишь те, ко­то­рые скры­ва­ют­ся за пы­ле­вы­ми об­ла­ка­ми га­лак­тич. дис­ка; но по­сколь­ку ша­ро­вые З. с. рас­пре­де­ле­ны по всей Га­лак­ти­ке, а не толь­ко в её дис­ке, та­ких не­об­на­ру­жен­ных ско­п­ле­ний долж­но быть не­мно­го. Рас­чё­ты по­ка­зы­ва­ют, что все­го в Га­лак­ти­ке не бо­лее 200 ша­ро­вых З. с. Обыч­но они бед­ны ме­тал­ла­ми, од­на­ко объ­ек­ты, на­блю­дае­мые в центр. об­лас­ти Га­лак­ти­ки, бо­га­че ме­тал­ла­ми, чем те, ко­то­рые на­блю­да­ют­ся на пе­ри­фе­рии на­шей звёзд­ной сис­те­мы.

Важ­ные све­де­ния об эво­лю­ции З. с. да­ёт изу­че­ние Герцш­прун­га – Рес­се­ла диа­грамм.


я ти­пич­ных рас­се­ян­ных и ша­ро­вых З. с. Га­лак­ти­ки эти диа­грам­мы су­ще­ст­вен­но раз­лич­ны. У рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний на ста­дии глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти на­хо­дят­ся зна­чи­тель­но бо­лее мас­сив­ные звёз­ды, чем у ша­ро­вых. В не­ко­то­рых рас­се­ян­ных З. с. встре­ча­ют­ся звёз­ды с мас­сой до 15–20 $M_☉$ ($M_☉$ – мас­са Солн­ца). Эти наи­бо­лее яр­кие звёз­ды рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний име­ют не­боль­шую про­дол­жи­тель­ность жизни, что ука­зы­ва­ет на мо­ло­дость са­мих ско­п­ле­ний.

В ша­ро­вых З. с. све­ти­мо­сти по­дав­ляю­щей час­ти звёзд ма­лы. Эти звёз­ды на­хо­дят­ся на ста­дии глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти, их мас­сы мень­ше 0,7–0,8 $M_☉$. Наи­бо­лее яр­кие звёз­ды в ша­ро­вых З. с. – срав­ни­тель­но не­мно­го­чис­лен­ные крас­ные ги­ган­ты, на­хо­дя­щие­ся на позд­них ста­ди­ях эво­лю­ции (по­сле ухо­да с глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти на диа­грам­ме Герц­ш­прун­га – Рес­се­ла, ко­гда в яд­рах звёзд уже за­кон­чи­лись тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции с уча­сти­ем во­до­ро­да); их мас­сы ок. 0,8 $M_☉$. Ин­тер­пре­та­ция диа­грамм Герц­ш­прун­га – Рес­се­ла с точ­ки зре­ния тео­рии звёзд­ной эво­лю­ции по­зво­ля­ет за­клю­чить, что звёз­ды ша­ро­вых З. с. име­ют воз­раст 12–14 млрд. лет, т. е. они го­раз­до стар­ше звёзд рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний.

Ки­не­ма­тич. ха­рак­те­ри­сти­ки и про­стран­ст­вен­ное рас­пре­де­ле­ние ша­ро­вых ско­п­ле­ний Га­лак­ти­ки от­ра­жа­ют осо­бен­но­сти рас­пре­де­ле­ния ве­ще­ст­ва, из ко­то­ро­го на ран­ней ста­дии су­ще­ст­во­ва­ния Га­лак­ти­ки воз­ник­ли эти об­ра­зо­ва­ния.
совр. эпо­ху в Га­лак­ти­ке З. с. воз­ни­ка­ют толь­ко вбли­зи га­лак­тич. плос­ко­сти, в рай­онах га­зо­во-пы­ле­вых спи­раль­ных вет­вей. При этом об­ра­зу­ют­ся срав­ни­тель­но ма­ло­мас­сив­ные З. с. В не­ко­то­рых со­сед­них га­лак­ти­ках на­блю­да­ют­ся и весь­ма мас­сив­ные мо­ло­дые З. с., по­доб­ные ша­ро­вым (напр., NGC 1866 в Боль­шом Ма­гел­ла­но­вом Об­ла­ке).

З. с. фор­ми­ру­ют­ся в не­драх ги­гант­ских об­ла­ков меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва из-за его гра­ви­та­ци­он­ной не­ус­той­чи­во­сти. Как пра­ви­ло, это про­ис­хо­дит в наи­бо­лее плот­ной и хо­лод­ной час­ти об­ла­ка – в его яд­ре. По­сле то­го, как в фор­ми­рую­щем­ся З. с. по­яв­ля­ют­ся мас­сив­ные звёз­ды, они ра­зо­гре­ва­ют ок­ру­жаю­щее об­ла­ко и раз­ру­ша­ют его. Вме­сте с ос­тат­ка­ми га­за мо­ло­дое З. с. по­ки­да­ют и наи­бо­лее бы­ст­ро дви­жу­щие­ся звёз­ды, об­ра­зуя звёзд­ную ас­со­циа­цию. Ос­таль­ные звёз­ды, со­хра­нив­шие гра­ви­тац. связь друг с дру­гом, об­ра­зу­ют срав­ни­тель­но дол­го­жи­ву­щее звёзд­ное ско­п­ле­ние.

Под дей­ст­ви­ем внеш­них и внутр. сил про­ис­хо­дит ди­на­мич. эво­лю­ция З. с. Сбли­же­ния ме­ж­ду звёз­да­ми в яд­рах ско­п­ле­ний при­во­дят к вза­им­но­му об­ме­ну энер­ги­ей их дви­же­ния.
ре­зуль­та­те не­ко­то­рые звёз­ды по­лу­ча­ют из­бы­точ­ную энер­гию и сра­зу по­ки­да­ют ско­п­ле­ние или пе­ре­хо­дят в об­ласть ко­ро­ны, от­ку­да позд­нее «ис­па­ря­ют­ся» под дей­ст­ви­ем гра­ви­тац. воз­му­ще­ний со сто­ро­ны Га­лак­ти­ки. Про­цесс раз­ру­ше­ния З. с. уси­ли­ва­ет­ся под влия­ни­ем гра­ви­тац. «толч­ков» со сто­ро­ны про­ле­таю­щих ми­мо них мас­сив­ных об­ла­ков меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва. Осо­бен­но силь­ны гра­ви­тац. «толч­ки» со сто­ро­ны ги­гант­ских мо­ле­ку­ляр­ных об­ла­ков, мас­сы ко­то­рых дос­ти­га­ют 106 $M_☉$. Бы­ст­рее все­го раз­ру­ша­ют­ся З. с. с не­боль­шим чис­лом чле­нов, т. е. рас­се­ян­ные. По­это­му из ста­рых З. с. в на­шей Га­лак­ти­ке со­хра­ни­лись лишь са­мые мас­сив­ные – ша­ро­вые.

Сре­ди не­яр­ких чле­нов мо­ло­дых рас­се­ян­ных З. с. обыч­но на­блю­да­ют­ся орио­но­вы и вспы­шеч­ные пе­ре­мен­ные звёз­ды. Сре­ди яр­ких звёзд в рас­се­ян­ных З. с. ино­гда встре­ча­ют­ся це­феи­ды. В не­ко­то­рых ша­ро­вых З. с. со­дер­жат­ся пе­ре­мен­ные звёз­ды ти­па RR Ли­ры и W Де­вы. В яд­рах двух де­сят­ков наи­бо­лее плот­ных ша­ро­вых З. с. об­на­ру­же­ны рент­ге­нов­ские ис­точ­ни­ки. Их свя­зы­ва­ют с тес­ны­ми двой­ны­ми сис­те­ма­ми, имею­щи­ми в ка­че­ст­ве од­но­го из ком­по­нен­тов ней­трон­ную звез­ду или чёр­ную ды­ру, ок­ру­жён­ную ак­кре­ци­он­ным дис­ком.


Наи­бо­лее близ­кие к Солн­цу З. с. (напр., Гиа­ды), в собств. дви­же­ни­ях чле­нов ко­то­рых на­блю­да­ют­ся яв­ле­ния пер­спек­ти­вы (на­прав­ле­ния собств. дви­же­ний при про­дол­же­нии их на не­бес­ной сфе­ре пе­ре­се­ка­ют­ся в од­ной точ­ке), на­зы­ва­ют­ся дви­жу­щи­ми­ся. Дви­жу­щие­ся З. с. иг­ра­ют осо­бую роль в проб­ле­ме оп­ре­де­ле­ния звёзд­ных рас­стоя­ний, т. к. рас­стоя­ния до них мо­гут быть на­дёж­но оп­ре­де­ле­ны про­стым гео­мет­рич. ме­то­дом.

См. так­же Звёзд­ная ас­тро­но­мия, Звёзд­ная динамика.

Лит.: Хо­ло­пов П. Н. Звезд­ные ско­п­ле­ния. М., 1981; Спит­цер Л. Ди­на­ми­че­ская эво­лю­ция ша­ро­вых ско­п­ле­ний. М., 1990.

Источник: bigenc.ru

Некоторые основные составляющие элементы Вселенной

Примером простейшей структуры в космическом пространстве является система планета-спутник. Кроме двух ближайших к Солнцу планет (Меркурий и Венера), все остальные имеют своего спутника, и в большинстве случаев даже не одного. Если Землю сопровождает лишь Луна, то вокруг Юпитера вращается целых 67 спутников, хотя некоторые из них довольно малы. Однако вместе со своими спутниками планеты Солнечной системы вращаются вокруг Солнца, образуя так называемую планетную систему.


Солнечная система

В результате наблюдений, астрономами было выявлено, что большинство других звезд также входят в состав планетных систем. Вместе с тем сами светила тоже зачастую образовывают системы и скопления, которые назвали звездными. Согласно имеющимся данным, преобладающая часть звезд составляют парные звездные системы, или с кратным количеством светил. В этом плане наше Солнце считается нетипичным, так как оно не имеет пары

Если же рассматривать околосолнечное пространство в более увеличенных масштабах, то становится очевидно, что все звездные скопления вместе со своим планетными системами образуют звездный остров, так называемую галактику Млечный Путь.

История изучения структуры Вселенной

Разнообразные галактики, открытые в рамках проекта SINGS. Смотреть в полном размере.


Впервые об идее крупномасштабной структуры Вселенной задумался выдающийся астроном Уильям Гершель. Именно ему принадлежат такие открытия как обнаружение планеты Уран и двух ее спутников, двух спутников Сатурна, открытие инфракрасного излучения и идея о движении Солнечной системы сквозь космическое пространство. Самостоятельно сконструировав телескоп и проведя наблюдения, он выполнил объемные подсчеты светил различной яркости в определенных областях небосвода и пришел к выводу, что в космическом пространстве существует большое множество звездных островов.

Позже, в начале ХХ-го века американский космолог Эдвин Хаббл смог доказать принадлежность некоторых туманностей к структурам, отличным от Млечного Пути. То есть было достоверно известно, что за пределами нашей галактики также существуют различные звездные скопления. Исследования в этом направлении вскоре значительно расширили наше понимание Вселенной. Оказалось, что помимо Млечного Пути в космическом пространстве существуют десятки тысяч иных галактик. В попытке составить какую-нибудь упрощенную карту видимой Вселенной ученые наткнулись на тот примечательный факт, что галактики в пространстве распределены неравномерно и составляют собою иные структуры немыслимых размеров.


Скопление галактик в созвездии Гидра

Крупномасштабная структура Вселенной

Со временем ученые обнаружили, что галактики-одиночки – достаточно редкое явление во Вселенной. Подавляющая же часть галактик образуют крупномасштабные скопления, которые могут быть различных форм и включать в себя две галактики или кратное число, вплоть до нескольких тысяч. Помимо огромных звездных островов эти массивные звездные структуры включают еще и скопления газа, разогретого до высоких температур. Несмотря на очень низкую плотность (в тысячи раз меньше, нежели в солнечной атмосфере), масса этого газа может значительно превышать суммарную массу всех звезд в некоторых совокупностях галактик.

Полученные результаты наблюдений и расчетов навели ученых на мысль о том, что скопления галактик также могут образовывать иные более крупные структуры. Вслед за этим стали два интригующих вопроса: если сама по себе галактика, сложная структура, является частью некой более масштабной конструкции, то может ли эта конструкция быть составной чего-нибудь еще большего?  И, в конце концов, есть ли предел такой иерархичной структурности, когда каждая система входит в состав другой?

Галактические стены напоминают сплетения нейронов в коре головного мозга человека

Положительный ответ на первый вопрос подтверждается наличием сверхскоплений галактик, которые в свою очередь перерастают галактические нити, или как их иначе называют «стены». Их толщина в среднем около 10 млн. св. лет, а длина 160 — 260 млн. световых лет. Однако, отвечая на второй вопрос, следует отметить, что сверхскопления галактик не являются некой обособленной структурой, а лишь более плотные участки галактических стен. Поэтому сегодня ученые уверены в том, что именно галактические нити (стены), наибольшие космические структуры, вмесите с войдами (пустым пространством, свободным от звездных скоплений) формируют волокнистую или ячеистую структуру Вселенной.

Положение Земли во Вселенной

Несколько отходя от темы, укажем положение нашей планеты в столь сложной структуре:

  • Планетарная система: Солнечная
  • Местное межзвёздное облако
  • Галактический рукав Ориона
  • Галактика: Млечный Путь
  • Скопление галактик: Местная группа
  • Сверхскопление галактик: Местное сверхскопление (Девы)
  • Сверхскопление галактик: Ланиакея
  • Стена: Комплекс сверхскоплений Рыб-Кита

Современные результаты исследований утверждают, что Вселенная состоит не менее чем из 200 миллиардов галактик. Галактические стены по своей природе являются относительно плоскими и составляют собой стенки «ячеек» Вселенной, а места их пересечений и формируют сверхскопления галактик. В центре же этих ячеек располагаются войды (англ. void — пустота).

Анализ сформированной учеными трехмерной модели распределения галактик говорит о том, что ячеистая структура наблюдается на расстоянии в более чем миллиард световых лет в любом направлении. Данная информация позволяет полагать, что в масштабе в несколько сотен миллионов световых лет любой фрагмент Вселенной будет иметь почти одинаковое количество вещества. А это доказывает, что в указанных масштабах Вселенная однородна.

Причины возникновения крупномасштабной структуры Вселенной

Несмотря на наличие таких масштабных конструкций, как галактические стены и нити, самыми крупными устойчивыми структурами все же считаются скопления галактик. Дело в том, что известное расширение Вселенной постепенно растягивает структуру любых объектов, и бороться с этой силой может лишь гравитация. В результате наблюдений за скоплениями и сверхскоплениями был обнаружен такой потрясающий эффект как «гравитационное линзирование». То есть лучи, проходящие через межзвездное пространство, искривляются, что указывает на наличие в нем огромной невидимой, скрытой массы. Она может принадлежать различным ненаблюдаемым космическим телам, однако в таких масштабах вероятнее всего принадлежит темной материи.

Крест Эйнштейна — гравитационно-линзированный квазар

Опираясь на почти однородное реликтовое излучение, ученые убеждены в том, что и вещество во Вселенной должно распределяться равномерно. Но особенность гравитации в том, что она склонна стягивать любые физические частицы в плотные структуры, тем самым нарушая однородность. Таким образом, спустя какое-то время после Большого Взрыва незначительные неоднородности в распределении вещества в пространстве стали все более стягиваться в некоторые структуры. Их возрастающая гравитация (в силу возрастания массы на объем) постепенно замедляла расширение, пока не остановила его вовсе. Мало того, в некоторых частях расширение обернулось в сжатие, что и стало причиной образования галактик и галактических скоплений.+

Подобная модель проверялась при помощи компьютерных расчетов. Учитывая совсем незначительные флуктуации (колебания, отклонения) в однородности реликтового излучения, компьютер просчитал, что такие же мелкие флуктуации в распределении вещества после Большого Взрыва при помощи гравитации вполне могли породить скопления галактик и ячеистую крупномасштабную структуру Вселенной.

Полная версия: http://spacegid.com/vselennaya.html

Источник: zen.yandex.ru

Галактика Млечный Путь входит в семью соседних галактик, известных как Местная группа, и образует вместе с ними скопление галактик. Наша Галактика является одной из самых крупных в Местной группе. Галактика Андромеды, входящая в Местную группу, является самым удаленным объектом, видимым невооруженным глазом. 25 галактик Местной группы разбросаны на протяжении 3 миллионов световых лет. Скопление галактик удерживается вместе силами гравитации. Более крупными скоплениями галактик являются Скопление Девы (несколько тысяч объектов) и Скопление в созвездии Волосы Вероники (около 1000 ярких эллиптических галактик и несколько тысяч более мелких объектов). Наша Галактика с соседями по Местной группе медленно движется в направлении к Скоплению Девы.

Скопления галактик, в свою очередь, группируются в семьи. Местное скопление скоплений, известное как Местное сверхскопление, — это образование, в которое входит и Местная группа и Скопление Девы. Центр масс расположен в Скоплении Девы. Другое сверхскопление находится в созвездии Геркулеса. До него 700 миллионов световых лет. Сверхскопления отделены друг от друга гигантскими пустыми пространствами и образуют во Вселенной губчатую структуру.

Характеристика галактик, входящих в Местную группу

Галактика Млечный Путь

Млечный Путь — это наша Галактика, состоящая из 100 миллиардов звезд. В нашей Галактике есть 4 спиральных рукава, звезды, газ и пыль. В пределах 1000 световых лет от центра Галактики звезды расположены очень плотно. В самом центре Галактики находится загадочный источник колоссальной энергии. Возможно, в центре Галактики находится черная дыра. Галактика вращается. Внутренние ее части вращаются быстрее, чем внешние. Диск Галактики окружен облаком-гало — из невидимого вещества.

9/10 Галактики Млечный Путь невидимы. Наши соседние две галактики — Большое и Малое Магеллановы Облака — притягиваются невидимым гало и поглощаются Галактикой Млечный Путь.

Характеристика галактики Млечный Путь

* Более далекие звезды плоской составляющей имеют более длительные периоды обращения; находящиеся ближе к центру звезды — меньшие периоды. Центральная часть Галактики вращается подобно твердому телу.

Подсистемы Галактики

? — среднее значение удаления объектов подсистемы от галактической плоскости, кпс; Т — возраст входящих в подсистему звезд, лет; М — масса подсистемы (в % от общей массы Галактики); N — предполагаемое общее число объектов.

Ядро Галактики — форма эллиптическая, размеры 4,8 ? 3,1 кпс; число звезд ?3·E107.

Центральное ядро Галактики — форма эллиптическая, размеры ~ 15 ? 30 пс; число звезд ~ 3·E106.

Ядрышко Галактики — диаметр ~ 1 пс; в центре его компактный объект (черная дыра массой 108—09 масс Солнца).

Звездные скопления (сравнительно тесные группы звезд):

рассеянные — диаметр от 1,5 до 15 пс; возраст от нескольких миллионов до нескольких миллиардов лет; число звезд от нескольких десятков до нескольких тысяч; принадлежат к подсистеме галактической плоскости;

шаровые — диаметр от 15 до 200 пс; возраст 8—10 млрд лет; число звезд 105—107; принадлежат к промежуточной и крайней сферическим подсистемам.

Общее число звезд в Галактике 1,2-1011.

Следующая глава >

Источник: info.wikireading.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.