65. Κατανομή των αστεριών στον Γαλαξία. Συστάδες. Γενική δομήΓαλαξίες.
τέλος της μορφής αρχή της μορφής Η γνώση των αποστάσεων από τα αστέρια μας επιτρέπει να προσεγγίσουμε τη μελέτη της κατανομής τους στο διάστημα, και ως εκ τούτου τη δομή του Γαλαξία. Προκειμένου να χαρακτηριστεί ο αριθμός των αστεριών σε διάφορα μέρη του Γαλαξία, εισάγεται η έννοια της αστρικής πυκνότητας, η οποία είναι ανάλογη με την έννοια της συγκέντρωσης των μορίων. Η αστρική πυκνότητα είναι ο αριθμός των αστεριών σε μια μονάδα όγκου του χώρου. Η μονάδα όγκου συνήθως λαμβάνεται ως 1 κυβικό parsec. Στην περιοχή του Ήλιου, η αστρική πυκνότητα είναι περίπου 0,12 αστέρια ανά κυβικό parsec, με άλλα λόγια, κάθε αστέρι έχει μέσο όγκο πάνω από 8 ps3. η μέση απόσταση μεταξύ των αστεριών είναι περίπου 2 ps. Για να μάθετε πώς η αστρική πυκνότητα αλλάζει σε διαφορετικές κατευθύνσεις, μετράται ο αριθμός των αστεριών ανά μονάδα επιφάνειας (για παράδειγμα, 1 τετραγωνική μοίρα) σε διαφορετικά μέρη του ουρανού.
Το πρώτο πράγμα που τραβάει το μάτι σας σε τέτοιους υπολογισμούς είναι μια ασυνήθιστα ισχυρή αύξηση της συγκέντρωσης των αστεριών καθώς πλησιάζετε τη ζώνη του Milky Way, η μεσαία γραμμή της οποίας σχηματίζει έναν μεγάλο κύκλο στον ουρανό. Αντίθετα, όσο πλησιάζουμε στον πόλο αυτού του κύκλου, η συγκέντρωση των αστεριών μειώνεται ραγδαία. Το γεγονός αυτό είναι ήδη στα τέλη του 18ου αιώνα. επέτρεψε στον V. Herschel να βγάλει το σωστό συμπέρασμα ότι το αστρικό μας σύστημα έχει πλάγιο σχήμα και ο Ήλιος πρέπει να είναι κοντά στο επίπεδο συμμετρίας αυτού του σχηματισμού.σφαιρικός τομέας, η ακτίνα του οποίου καθορίζεται από τον τύπο
lg r m =1 + 0,2 (m * M)
τέλος μορφής αρχή μορφής Για να χαρακτηριστεί πόσα αστέρια διαφορετικής φωτεινότητας περιέχονται σε μια δεδομένη περιοχή του χώρου, εισάγεται η συνάρτηση φωτεινότητας j (M), η οποία δείχνει ποιο ποσοστό του συνολικού αριθμού των άστρων έχει μια δεδομένη τιμή απόλυτου αστρικού μέγεθος, ας πούμε, από M έως M + 1.
τέλος της μορφής αρχή της μορφής Τα σμήνη γαλαξιών είναι βαρυτικά δεσμευμένα συστήματα γαλαξίες, μια από τις μεγαλύτερες κατασκευές σε σύμπαν. Τα μεγέθη των σμηνών γαλαξιών μπορούν να φτάσουν το 108 έτη φωτός.
Οι συσσωρεύσεις χωρίζονται υπό όρους σε δύο τύπους:
κανονικά - συστάδες κανονικού σφαιρικού σχήματος, στα οποία ελλειπτικά και φακοειδείς γαλαξίες, με σαφώς καθορισμένο κεντρικό τμήμα. Στα κέντρα τέτοιων σμηνών βρίσκονται γιγάντιοι ελλειπτικοί γαλαξίες. Ένα παράδειγμα κανονικού συμπλέγματος - Συστάδα από τα μαλλιά της Βερόνικα.
ακανόνιστα - σμήνη χωρίς καθορισμένο σχήμα, κατώτερα από τα κανονικά σε αριθμό γαλαξιών. Οι συστάδες αυτού του είδους κυριαρχούνται από σπειροειδείς γαλαξίες. Παράδειγμα - Σμήνος Παρθένου.
Οι μάζες των συστάδων ποικίλλουν από 10 13 έως 10 15 ηλιακές μάζες.
Η δομή του γαλαξία
Η κατανομή των αστεριών στον Γαλαξία έχει δύο έντονα χαρακτηριστικά: πρώτον, μια πολύ υψηλή συγκέντρωση αστεριών στο γαλαξιακό επίπεδο και, δεύτερον, μια μεγάλη συγκέντρωση στο κέντρο του Γαλαξία. Έτσι, εάν στην περιοχή του Ήλιου, στο δίσκο, ένα αστέρι πέφτει σε 16 κυβικά παρσεκ, τότε στο κέντρο του Γαλαξία υπάρχουν 10.000 αστέρια σε ένα κυβικό παρσεκ. Στο επίπεδο του Γαλαξία, εκτός από αυξημένη συγκέντρωση αστεριών, υπάρχει και αυξημένη συγκέντρωση σκόνης και αερίου.
Διαστάσεις του Γαλαξία: – η διάμετρος του δίσκου του Γαλαξία είναι περίπου 30 kpc (100.000 έτη φωτός), έχει πάχος περίπου 1000 έτη φωτός.
Ο Ήλιος βρίσκεται πολύ μακριά από τον πυρήνα του Γαλαξία - σε απόσταση 8 kpc (περίπου 26.000 έτη φωτός).
Το κέντρο του Γαλαξία βρίσκεται στον αστερισμό του Τοξότη προς την κατεύθυνση του; = 17h46,1m, ? = –28°51′.
Ο γαλαξίας αποτελείται από έναν δίσκο, ένα φωτοστέφανο και ένα στέμμα. Η κεντρική, πιο συμπαγής περιοχή του Γαλαξία ονομάζεται πυρήνας. Υπάρχει υψηλή συγκέντρωση αστεριών στον πυρήνα: υπάρχουν χιλιάδες αστέρια σε κάθε κυβικό παρσεκ. Εάν ζούσαμε σε έναν πλανήτη κοντά σε ένα αστέρι που βρίσκεται κοντά στον πυρήνα του Γαλαξία, τότε δεκάδες αστέρια θα ήταν ορατά στον ουρανό, συγκρίσιμα σε φωτεινότητα με τη Σελήνη. Μια τεράστια μαύρη τρύπα υποτίθεται ότι υπάρχει στο κέντρο του Γαλαξία. Σχεδόν όλη η μοριακή ύλη του διαστρικού μέσου συγκεντρώνεται στη δακτυλιοειδή περιοχή του γαλαξιακού δίσκου (3–7 kpc). υπάρχει ο μεγαλύτερος αριθμός πάλσαρ, υπολείμματα σουπερνόβα και πηγές υπέρυθρης ακτινοβολίας. Η ορατή ακτινοβολία των κεντρικών περιοχών του Γαλαξία είναι εντελώς κρυμμένη από εμάς από ισχυρά στρώματα απορροφητικής ύλης.
Ο γαλαξίας περιέχει δύο κύρια υποσυστήματα (δύο συστατικά), φωλιασμένα το ένα μέσα στο άλλο και βαρυτικά συνδεδεμένα μεταξύ τους. Το πρώτο ονομάζεται σφαιρικό - ένα φωτοστέφανο, τα αστέρια του είναι συγκεντρωμένα προς το κέντρο του γαλαξία και η πυκνότητα της ύλης, η οποία είναι υψηλή στο κέντρο του γαλαξία, μειώνεται μάλλον γρήγορα με την απόσταση από αυτόν. Το κεντρικό, πιο πυκνό τμήμα του φωτοστέφανου μέσα σε μερικές χιλιάδες έτη φωτός από το κέντρο του Γαλαξία ονομάζεται διόγκωση. Το δεύτερο υποσύστημα είναι ένας τεράστιος αστρικός δίσκος. Μοιάζει σαν δύο πλάκες διπλωμένες στις άκρες. Η συγκέντρωση των αστεριών στο δίσκο είναι πολύ μεγαλύτερη από ό,τι στο φωτοστέφανο. Τα αστέρια μέσα στο δίσκο κινούνται σε κυκλικές διαδρομές γύρω από το κέντρο του Γαλαξία. Ο Ήλιος βρίσκεται στον αστρικό δίσκο ανάμεσα στους σπειροειδείς βραχίονες.
Τα αστέρια του γαλαξιακού δίσκου ονομάζονταν πληθυσμός τύπου Ι, τα αστέρια του φωτοστέφανου - πληθυσμός τύπου II. Ο δίσκος, το επίπεδο συστατικό του Γαλαξία, περιλαμβάνει αστέρια των πρώιμων φασματικών τάξεων Ο και Β, αστέρια σε ανοιχτά σμήνη και σκοτεινά σκονισμένα νεφελώματα. Τα φωτοστέφανα, αντίθετα, αποτελούνται από αντικείμενα που προέκυψαν στα πρώτα στάδια της εξέλιξης του Γαλαξία: αστέρια σφαιρικών σμηνών, αστέρια του τύπου RR Lyrae. Τα αστέρια της επίπεδης συνιστώσας, σε σύγκριση με τα αστέρια της σφαιρικής συνιστώσας, διακρίνονται από μεγάλη αφθονία βαρέων στοιχείων. Η ηλικία του πληθυσμού της σφαιρικής συνιστώσας υπερβαίνει τα 12 δισεκατομμύρια χρόνια. Συνήθως λαμβάνεται ως η εποχή του ίδιου του Γαλαξία.
Σε σύγκριση με το φωτοστέφανο, ο δίσκος περιστρέφεται αισθητά πιο γρήγορα. Η ταχύτητα περιστροφής του δίσκου δεν είναι ίδια σε διαφορετικές αποστάσεις από το κέντρο. Η μάζα του δίσκου υπολογίζεται στα 150 δισεκατομμύρια Μ. Υπάρχουν σπειροειδείς κλάδοι (μανίκια) στον δίσκο. Τα νεαρά αστέρια και τα κέντρα σχηματισμού αστεριών βρίσκονται κυρίως κατά μήκος των βραχιόνων.
Ο δίσκος και το φωτοστέφανο που τον περιβάλλει βυθίζονται στο στέμμα. Επί του παρόντος πιστεύεται ότι το μέγεθος του στέμματος του Γαλαξία είναι 10 φορές μεγαλύτερο από το μέγεθος του δίσκου.
Συνήθως οι γαλαξίες βρίσκονται σε μικρές ομάδες που περιέχουν δέκα μέλη, που συχνά συνδυάζονται σε τεράστια σμήνη εκατοντάδων και χιλιάδων γαλαξιών. Ο Γαλαξίας μας είναι μέρος της λεγόμενης Τοπικής Ομάδας, η οποία περιλαμβάνει τρεις γιγάντιους σπειροειδείς γαλαξίες (ο Γαλαξίας μας, το νεφέλωμα της Ανδρομέδας και το νεφέλωμα στον αστερισμό του Τριγώνου), καθώς και περισσότερους από 15 νάνους ελλειπτικούς και ακανόνιστους γαλαξίες, ο μεγαλύτερος από τους οποίους είναι τα σύννεφα του Μαγγελάνου. Το μέσο μέγεθος των σμηνών γαλαξιών είναι περίπου 3 Mpc. Σε ορισμένες περιπτώσεις, η διάμετρός τους μπορεί να ξεπεράσει τα 10–20 Mps. Χωρίζονται σε διάσπαρτα (ακανόνιστα) και σφαιρικά (κανονικά) σμήνη. Τα ανοιχτά συμπλέγματα δεν έχουν κανονικό σχήμα και έχουν θολά περιγράμματα. Οι γαλαξίες σε αυτούς είναι πολύ ασθενώς συγκεντρωμένοι προς το κέντρο. Ένα παράδειγμα γιγαντιαίου ανοιχτού σμήνος είναι το πλησιέστερο σμήνος γαλαξιών στον αστερισμό της Παρθένου. Στον ουρανό, καταλαμβάνει περίπου 120 τετραγωνικά μέτρα. βαθμούς και περιέχει αρκετές χιλιάδες κυρίως σπειροειδείς γαλαξίες. Η απόσταση από το κέντρο αυτού του συμπλέγματος είναι περίπου 11 Mpc. Τα σφαιρικά σμήνη γαλαξιών είναι πιο συμπαγή από τα ανοιχτά και έχουν σφαιρική συμμετρία. Τα μέλη τους είναι αισθητά συγκεντρωμένα προς το κέντρο. Ένα παράδειγμα σφαιρικού σμήνος είναι το σμήνος γαλαξιών στον αστερισμό της Βερενίκης, το οποίο περιέχει πολλούς ελλειπτικούς και φακοειδείς γαλαξίες (Εικ. 242). Η διάμετρός του είναι σχεδόν 12 μοίρες. Περιέχει περίπου 30.000 γαλαξίες φωτεινότερους από 19 φωτογραφικού μεγέθους. Η απόσταση από το κέντρο του συμπλέγματος είναι περίπου 70 Mpc. Πολλά πλούσια σμήνη γαλαξιών συνδέονται με ισχυρές εκτεταμένες πηγές ακτίνων Χ, η φύση των οποίων συνδέεται πιθανότατα με την παρουσία θερμού διαγαλαξιακού αερίου, παρόμοιου με τα στέμματα μεμονωμένων γαλαξιών.
Υπάρχει λόγος να πιστεύουμε ότι τα σμήνη γαλαξιών, με τη σειρά τους, είναι επίσης άνισα κατανεμημένα. Σύμφωνα με ορισμένες μελέτες, τα σμήνη και οι ομάδες γαλαξιών που μας περιβάλλουν σχηματίζουν ένα μεγαλειώδες σύστημα - τον Υπεργαλαξία. Σε αυτή την περίπτωση, μεμονωμένοι γαλαξίες προφανώς συγκεντρώνονται προς ένα συγκεκριμένο επίπεδο, το οποίο μπορεί να ονομαστεί το ισημερινό επίπεδο του Υπεργαλαξία. Το σμήνος γαλαξιών που μόλις συζητήθηκε στον αστερισμό της Παρθένου βρίσκεται στο κέντρο ενός τέτοιου γιγαντιαίου συστήματος. Η μάζα του Υπεργαλαξία μας θα πρέπει να είναι περίπου 1015 ηλιακές μάζες και η διάμετρός του πρέπει να είναι περίπου 50 Mpc. Ωστόσο, η πραγματικότητα της ύπαρξης τέτοιων σμηνών γαλαξιών δεύτερης τάξης παραμένει επί του παρόντος αμφιλεγόμενη. Εάν υπάρχουν, τότε μόνο ως μια ασθενώς εκφρασμένη ανομοιογένεια της κατανομής των γαλαξιών στο Σύμπαν, αφού οι αποστάσεις μεταξύ τους μπορεί να υπερβούν ελαφρώς τα μεγέθη τους. Σχετικά με την εξέλιξη των γαλαξιών Η αναλογία της συνολικής ποσότητας αστρικής και διαστρικής ύλης στον Γαλαξία αλλάζει με το χρόνο, αφού τα αστέρια σχηματίζονται από τη διαστρική διάχυτη ύλη και στο τέλος της εξελικτικής τους διαδρομής επιστρέφουν μόνο μέρος της ύλης στο διαστρικό διάστημα. κάποιο από αυτό παραμένει σε λευκούς νάνους. Έτσι, η ποσότητα της διαστρικής ύλης στον Γαλαξία μας θα πρέπει να μειώνεται με την πάροδο του χρόνου. Το ίδιο θα πρέπει να συμβεί και σε άλλους γαλαξίες. Μετά από επεξεργασία στο αστρικό εσωτερικό, η ουσία του Γαλαξία αλλάζει σταδιακά χημική σύνθεσηεμπλουτισμένο με ήλιο και βαριά στοιχεία. Υποτίθεται ότι ο Γαλαξίας σχηματίστηκε από ένα νέφος αερίου, το οποίο αποτελούνταν κυρίως από υδρογόνο. Είναι μάλιστα πιθανό, εκτός από υδρογόνο, να μην περιείχε άλλα στοιχεία. Ήλιο και βαριά στοιχεία σχηματίστηκαν σε αυτή την περίπτωση ως αποτέλεσμα θερμοπυρηνικών αντιδράσεων μέσα στα αστέρια. Ο σχηματισμός βαρέων στοιχείων ξεκινά με την τριπλή αντίδραση ηλίου 3He4 ® C 12, μετά το C 12 συνδυάζεται με σωματίδια α, πρωτόνια και νετρόνια, τα προϊόντα αυτών των αντιδράσεων υφίστανται περαιτέρω μετασχηματισμούς και έτσι εμφανίζονται όλο και πιο πολύπλοκοι πυρήνες. Ωστόσο, ο σχηματισμός των βαρύτερων πυρήνων, όπως το ουράνιο και το θόριο, δεν μπορεί να εξηγηθεί με τη σταδιακή ανάπτυξη. Σε αυτή την περίπτωση, θα έπρεπε αναπόφευκτα να περάσει κανείς από το στάδιο των ασταθών ραδιενεργών ισοτόπων, τα οποία θα διασπώνταν γρηγορότερα από ό,τι θα μπορούσαν να συλλάβουν το επόμενο νουκλεόνιο. Επομένως, θεωρείται ότι τα βαρύτερα στοιχεία στο τέλος του περιοδικού πίνακα σχηματίζονται κατά τη διάρκεια εκρήξεων σουπερνόβα. Μια έκρηξη σουπερνόβα είναι το αποτέλεσμα της ταχείας συστολής ενός αστεριού. Ταυτόχρονα, η θερμοκρασία ανεβαίνει καταστροφικά, στη συσταλτική ατμόσφαιρα υπάρχουν αλυσίδες θερμοπυρηνικές αντιδράσειςκαι προκύπτουν ισχυρές ροές νετρονίων. Η ένταση των ροών νετρονίων μπορεί να είναι τόσο υψηλή που οι ενδιάμεσοι ασταθείς πυρήνες δεν έχουν χρόνο να καταρρεύσουν. Πριν συμβεί αυτό, συλλαμβάνουν νέα νετρόνια και γίνονται σταθερά. Όπως ήδη αναφέρθηκε, η αφθονία των βαρέων στοιχείων στα αστέρια του σφαιρικού συστατικού είναι πολύ μικρότερη από ό,τι στα αστέρια του επίπεδου υποσυστήματος. Αυτό εξηγείται προφανώς από το γεγονός ότι τα αστέρια της σφαιρικής συνιστώσας σχηματίστηκαν στο αρχικό στάδιο της εξέλιξης του Γαλαξία, όταν το διαστρικό αέριο ήταν ακόμα φτωχό σε βαριά στοιχεία. Εκείνη την εποχή, το διαστρικό αέριο ήταν ένα σχεδόν σφαιρικό νέφος, η συγκέντρωση του οποίου αυξήθηκε προς το κέντρο. Τα αστέρια της σφαιρικής συνιστώσας που σχηματίστηκαν σε αυτήν την εποχή διατήρησαν επίσης την ίδια κατανομή. Ως αποτέλεσμα των συγκρούσεων νεφών διαστρικού αερίου, η ταχύτητά τους μειώθηκε σταδιακά, η κινητική ενέργεια μετατράπηκε σε θερμική ενέργεια και το γενικό σχήμα και μέγεθος του νέφους αερίου άλλαξε. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι στην περίπτωση της ταχείας περιστροφής, ένα τέτοιο σύννεφο θα έπρεπε να είχε τη μορφή ενός πεπλατυσμένου δίσκου, κάτι που παρατηρούμε στον Γαλαξία μας. Επομένως, τα αστέρια που σχηματίστηκαν σε μεταγενέστερο χρόνο σχηματίζουν ένα επίπεδο υποσύστημα. Μέχρι τη στιγμή που το διαστρικό αέριο σχηματίστηκε σε επίπεδο δίσκο, είχε υποστεί επεξεργασία στο αστρικό εσωτερικό, η αφθονία των βαρέων στοιχείων είχε αυξηθεί σημαντικά και τα αστέρια του επίπεδου συστατικού ήταν επομένως επίσης πλούσια σε βαριά στοιχεία. Συχνά τα αστέρια της επίπεδης συνιστώσας ονομάζονται αστέρια δεύτερης γενιάς και τα αστέρια της σφαιρικής συνιστώσας ονομάζονται αστέρια πρώτης γενιάς, για να τονιστεί το γεγονός ότι τα αστέρια της επίπεδης συνιστώσας σχηματίστηκαν από ύλη που ήδη υπήρχε στο αστρικό εσωτερικό. Η εξέλιξη άλλων σπειροειδών γαλαξιών προχωρά πιθανώς με παρόμοιο τρόπο. Το σχήμα των σπειροειδών βραχιόνων, στους οποίους συγκεντρώνεται το διαστρικό αέριο, καθορίζεται προφανώς από την κατεύθυνση των γραμμών πεδίου του γενικού γαλαξιακού μαγνητικό πεδίο. Η ελαστικότητα του μαγνητικού πεδίου, στο οποίο είναι «κολλημένο» το διαστρικό αέριο, περιορίζει την ισοπέδωση του αέριου δίσκου. Εάν μόνο η βαρύτητα ενεργούσε στο διαστρικό αέριο, η συμπίεσή του θα συνεχιζόταν επ' αόριστον. Σε αυτή την περίπτωση, λόγω της υψηλής πυκνότητάς του, θα συμπυκνωθεί γρήγορα σε αστέρια και πρακτικά θα εξαφανιζόταν. Υπάρχει λόγος να πιστεύουμε ότι ο ρυθμός σχηματισμού άστρων είναι περίπου ανάλογος με το τετράγωνο της πυκνότητας του διαστρικού αερίου.
Εάν ο γαλαξίας περιστρέφεται αργά, τότε το διαστρικό αέριο συλλέγεται από τη βαρύτητα στο κέντρο. Προφανώς, σε τέτοιους γαλαξίες το μαγνητικό πεδίο είναι ασθενέστερο και εμποδίζει τη συμπίεση του διαστρικού αερίου λιγότερο από ό,τι σε ταχέως περιστρεφόμενους. Η υψηλή πυκνότητα του διαστρικού αερίου στην κεντρική περιοχή οδηγεί στο γεγονός ότι καταναλώνεται γρήγορα και μετατρέπεται σε αστέρια. Ως αποτέλεσμα, οι αργά περιστρεφόμενοι γαλαξίες θα πρέπει να έχουν περίπου σφαιρικό σχήμα με απότομη αύξηση της αστρικής πυκνότητας στο κέντρο. Γνωρίζουμε ότι οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν ακριβώς τέτοια χαρακτηριστικά. Προφανώς, ο λόγος της διαφοράς τους από τα σπειροειδή έγκειται στην πιο αργή περιστροφή. Από όσα ειπώθηκαν παραπάνω, είναι επίσης σαφές γιατί υπάρχουν λίγα αστέρια πρώιμων τάξεων και λίγα διαστρικά αέρια σε ελλειπτικούς γαλαξίες.
Έτσι, η εξέλιξη των γαλαξιών μπορεί να εντοπιστεί από το στάδιο ενός αέριου νέφους περίπου σφαιρικού σχήματος. Το σύννεφο αποτελείται από υδρογόνο, δεν είναι ομοιόμορφο. Ξεχωριστές συστάδες αερίου, που κινούνται, συγκρούονται μεταξύ τους - η απώλεια κινητικής ενέργειας οδηγεί σε συμπίεση του νέφους. Εάν περιστρέφεται γρήγορα, προκύπτει ένας σπειροειδής γαλαξίας, εάν περιστρέφεται αργά, ένας ελλειπτικός. Είναι φυσικό να αναρωτηθούμε γιατί η ύλη στο Σύμπαν διασπάστηκε σε ξεχωριστά νέφη αερίων, τα οποία αργότερα έγιναν γαλαξίες, γιατί παρατηρούμε τη διαστολή αυτών των γαλαξιών, σε ποια μορφή ήταν η ύλη στο Σύμπαν πριν από το σχηματισμό των γαλαξιών.
Συνήθως οι γαλαξίες βρίσκονται σε μικρές ομάδες που περιέχουν δέκα μέλη, που συχνά συνδυάζονται σε τεράστια σμήνη εκατοντάδων και χιλιάδων γαλαξιών. Ο Γαλαξίας μας είναι μέρος της λεγόμενης Τοπικής Ομάδας, η οποία περιλαμβάνει τρεις γιγάντιους σπειροειδείς γαλαξίες (ο Γαλαξίας μας, το νεφέλωμα της Ανδρομέδας και το νεφέλωμα στον αστερισμό του Τριγώνου), καθώς και περισσότερους από 15 νάνους ελλειπτικούς και ακανόνιστους γαλαξίες, ο μεγαλύτερος από τους οποίους είναι τα σύννεφα του Μαγγελάνου. Το μέσο μέγεθος των σμηνών γαλαξιών είναι περίπου 3 Mpc. Σε ορισμένες περιπτώσεις, η διάμετρός τους μπορεί να υπερβαίνει τα 10–20 Mpc. Χωρίζονται σε διάσπαρτα (ακανόνιστα) και σφαιρικά (κανονικά) σμήνη. Τα ανοιχτά συμπλέγματα δεν έχουν κανονικό σχήμα και έχουν θολά περιγράμματα. Οι γαλαξίες σε αυτούς είναι πολύ ασθενώς συγκεντρωμένοι προς το κέντρο. Ένα παράδειγμα γιγαντιαίου ανοιχτού σμήνος είναι το πλησιέστερο σε εμάς σμήνος γαλαξιών στον αστερισμό της Παρθένου (241). Στον ουρανό, καταλαμβάνει περίπου 120 τετραγωνικά μέτρα. βαθμούς και περιέχει αρκετές χιλιάδες κυρίως σπειροειδείς γαλαξίες. Η απόσταση από το κέντρο αυτού του συμπλέγματος είναι περίπου 11 Mpc. Τα σφαιρικά σμήνη γαλαξιών είναι πιο συμπαγή από τα ανοιχτά και έχουν σφαιρική συμμετρία. Τα μέλη τους είναι αισθητά συγκεντρωμένα προς το κέντρο. Ένα παράδειγμα σφαιρικού σμήνος είναι το σμήνος γαλαξιών στον αστερισμό της Βερενίκης, το οποίο περιέχει μεγάλο αριθμό ελλειπτικών και φακοειδών γαλαξιών (242). Η διάμετρός του είναι σχεδόν 12 μοίρες. Περιέχει περίπου 30.000 γαλαξίες φωτεινότερους από 19 φωτογραφικού μεγέθους. Η απόσταση από το κέντρο του συμπλέγματος είναι περίπου 70 Mpc. Πολλά πλούσια σμήνη γαλαξιών συνδέονται με ισχυρές εκτεταμένες πηγές ακτίνων Χ, η φύση των οποίων συνδέεται πιθανότατα με την παρουσία θερμού διαγαλαξιακού αερίου, παρόμοιου με τα στέμματα μεμονωμένων γαλαξιών. Υπάρχει λόγος να πιστεύουμε ότι τα σμήνη γαλαξιών, με τη σειρά τους, είναι επίσης άνισα κατανεμημένα. Σύμφωνα με ορισμένες μελέτες, τα σμήνη και οι ομάδες γαλαξιών που μας περιβάλλουν σχηματίζουν ένα μεγαλειώδες σύστημα - τον Υπεργαλαξία. Σε αυτή την περίπτωση, μεμονωμένοι γαλαξίες προφανώς συγκεντρώνονται προς ένα συγκεκριμένο επίπεδο, το οποίο μπορεί να ονομαστεί το ισημερινό επίπεδο του Υπεργαλαξία. Το σμήνος γαλαξιών που μόλις συζητήθηκε στον αστερισμό της Παρθένου βρίσκεται στο κέντρο ενός τέτοιου γιγαντιαίου συστήματος. Η μάζα του Υπεργαλαξία μας θα πρέπει να είναι περίπου 1015 ηλιακές μάζες και η διάμετρός του πρέπει να είναι περίπου 50 Mpc. Ωστόσο, η πραγματικότητα της ύπαρξης τέτοιων σμηνών γαλαξιών δεύτερης τάξης παραμένει επί του παρόντος αμφιλεγόμενη. Εάν υπάρχουν, τότε μόνο ως μια ασθενώς εκφρασμένη ανομοιογένεια της κατανομής των γαλαξιών στο Σύμπαν, αφού οι αποστάσεις μεταξύ τους μπορεί να υπερβούν ελαφρώς τα μεγέθη τους.
Το πιο σημαντικό χαρακτηριστικό χωρική κατανομήσφαιρικά σμήνη στον Γαλαξία - μια ισχυρή συγκέντρωση προς το κέντρο του. Στο σχ. 8-8 δείχνει την κατανομή των σφαιρικών σμηνών σε όλο το μήκος ουράνια σφαίρα, εδώ το κέντρο του Γαλαξία βρίσκεται στο κέντρο του σχήματος, ο βόρειος πόλος του Γαλαξία βρίσκεται στην κορυφή. Δεν υπάρχει ορατή ζώνη αποφυγής κατά μήκος του επιπέδου του Γαλαξία, επομένως η διαστρική εξαφάνιση στο δίσκο δεν μας κρύβει σημαντικό αριθμό σμηνών.
Στο σχ. 8-9 δείχνει την κατανομή των σφαιρικών σμηνών κατά μήκος της απόστασης από το κέντρο του Γαλαξία. Υπάρχει μια ισχυρή συγκέντρωση προς το κέντρο - τα περισσότερα σφαιρικά σμήνη βρίσκονται σε μια σφαίρα με ακτίνα ≈ 10 kpc. Σε αυτήν την ακτίνα βρίσκονται σχεδόν όλα τα σφαιρικά σμήνη που σχηματίζονται από την ύλη. ενιαίο πρωτογαλαξιακό νέφος και σχημάτισε υποσυστήματα του παχύ δίσκου (συστάδες με > -1,0) και του καθωσπρεπισμού του φωτοστέφανου (λιγότερα μεταλλικά σμήνη με ακραία μπλε οριζόντιους κλάδους). Συστάδες φτωχά σε μέταλλα με οριζόντιους κλάδους ανώμαλα κόκκινους για τη μεταλλικότητά τους σχηματίζουν ένα σφαιροειδές υποσύστημα συσσωρευμένο φωτοστέφανο ακτίνα ≈ 20 kpc. Περίπου δώδεκα ακόμη μακρινά σμήνη ανήκουν στο ίδιο υποσύστημα (βλ. Εικ. 8-9), μεταξύ των οποίων υπάρχουν αρκετά αντικείμενα με ασυνήθιστα υψηλή περιεκτικότητα σε μέταλλα.
Τα σμήνη του συσσωρευμένου φωτοστέφανου πιστεύεται ότι επιλέγονται από το βαρυτικό πεδίο του Γαλαξία από δορυφορικούς γαλαξίες. Στο σχ. Το 8-10 δείχνει σχηματικά αυτή τη δομή σύμφωνα με τους Borkova και Marsakov από το Νότο ομοσπονδιακό πανεπιστήμιο. Εδώ, το γράμμα C υποδηλώνει το κέντρο του Γαλαξία, S είναι η κατά προσέγγιση θέση του Ήλιου. Ταυτόχρονα, συσσωρεύσεις με υψηλή περιεκτικότητα σε μέταλλα ανήκουν στο υποσύστημα της πλάκας. Θα σταθούμε σε μια πιο λεπτομερή τεκμηρίωση της διαίρεσης των σφαιρικών συστάδων σε υποσυστήματα στις § 11.3 και § 14.3.
Τα σφαιρικά σμήνη είναι επίσης κοινά σε άλλους γαλαξίες και η χωρική κατανομή τους σε σπειροειδείς γαλαξίες μοιάζει με την κατανομή στον Γαλαξία μας. Εμφανώς διαφορετικό από τα γαλαξιακά σμήνη των Νεφών του Μαγγελάνου. Η κύρια διαφορά είναι ότι μαζί με παλιά αντικείμενα, όπως και στον Γαλαξία μας, παρατηρούνται και νεαρά σμήνη στα Νέφη του Μαγγελάνου - τα λεγόμενα μπλε σφαιρικά σμήνη. Πιθανώς, στα Νέφη του Μαγγελάνου, η εποχή του σχηματισμού των σφαιρικών σμηνών είτε συνεχίζεται είτε τελείωσε σχετικά πρόσφατα. Φαίνεται ότι δεν υπάρχουν νεαρά σφαιρικά σμήνη στον Γαλαξία μας παρόμοια με τα μπλε σμήνη των Νεφών του Μαγγελάνου, έτσι η εποχή του σχηματισμού των σφαιρικών σμηνών στον Γαλαξία μας τελείωσε πριν από πολύ καιρό.
Τα σφαιρικά σμήνη είναι εξελισσόμενα αντικείμενα που χάνουν σταδιακά αστέρια στη διαδικασία. δυναμική εξέλιξη . Έτσι, όλα τα σμήνη για τα οποία ήταν δυνατή η λήψη οπτικής εικόνας υψηλής ποιότητας εμφάνισαν ίχνη παλιρροιακής αλληλεπίδρασης με τον Γαλαξία με τη μορφή εκτεταμένων παραμορφώσεων (παλιρροϊκές ουρές). Επί του παρόντος, τέτοια χαμένα αστέρια παρατηρούνται επίσης με τη μορφή αυξήσεων στην αστρική πυκνότητα κατά μήκος των γαλαξιακών τροχιών των σμηνών. Ορισμένα σμήνη που περιφέρονται κοντά στο γαλαξιακό κέντρο καταστρέφονται από την παλιρροϊκή του δράση. Ταυτόχρονα, οι γαλαξιακές τροχιές των σμηνών εξελίσσονται επίσης λόγω δυναμικής τριβής.
Στο σχ. Το 8-11 είναι ένα διάγραμμα εξάρτησης μάζες σφαιρικών σμηνών
από τις γαλακτοκεντρικές τους θέσεις. Οι διακεκομμένες γραμμές σηματοδοτούν την περιοχή της αργής εξέλιξης των σφαιρικών σμηνών. Η άνω γραμμή αντιστοιχεί στην κρίσιμη τιμή της μάζας για την οποία είναι σταθερή επιπτώσεις της δυναμικής τριβής
, που οδηγεί σε επιβράδυνση ενός ογκώδους αστρικού σμήνου και την πτώση του στο κέντρο του Γαλαξία και του κατώτερου - για φαινόμενα διάχυσης
λαμβάνοντας υπόψη τα παλιρροϊκά σμήνη κατά τη διάρκεια της πτήσης μέσω του γαλαξιακού επιπέδου. Ο λόγος για τη δυναμική τριβή είναι εξωτερικός: ένα τεράστιο σφαιρικό σμήνος που κινείται μέσα από τα αστέρια του πεδίου προσελκύει τα αστέρια που συναντά στο δρόμο του και τα αναγκάζει να πετάξουν γύρω από τον εαυτό του κατά μήκος μιας υπερβολικής τροχιάς, λόγω της οποίας σχηματίζεται αυξημένη πυκνότητα αστέρων πίσω του, δημιουργώντας μια επιβραδυνόμενη επιτάχυνση. Ως αποτέλεσμα, το σμήνος επιβραδύνεται και αρχίζει να πλησιάζει το γαλαξιακό κέντρο κατά μήκος μιας σπειροειδούς τροχιάς μέχρι να πέσει πάνω του σε πεπερασμένο χρόνο. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα του συμπλέγματος, τόσο μικρότερος είναι αυτός ο χρόνος. Η διάχυση (εξάτμιση) των σφαιρικών σμηνών συμβαίνει λόγω του εσωτερικού μηχανισμού αστρικής-αστρικής χαλάρωσης που λειτουργεί συνεχώς στο σμήνος, κατανέμοντας τα αστέρια σύμφωνα με τις ταχύτητες σύμφωνα με το νόμο του Maxwell. Ως αποτέλεσμα, τα αστέρια που έχουν λάβει τις μεγαλύτερες αυξήσεις ταχύτητας εγκαταλείπουν το σύστημα. Αυτή η διαδικασία επιταχύνεται σημαντικά από το πέρασμα του σμήνος κοντά στον γαλαξιακό πυρήνα και μέσω του γαλαξιακού δίσκου. Έτσι, με μεγάλη πιθανότητα μπορούμε να πούμε ότι οι συστάδες που βρίσκονται στο διάγραμμα έξω από την περιοχή που οριοθετείται από αυτές τις δύο γραμμές τελειώνουν ήδη τη ζωή τους.
Είναι ενδιαφέρον ότι συσσωρευμένα σφαιρικά σμήνη ανακαλύψτε την εξάρτηση των μαζών τους από τη θέση τους στον Γαλαξία. Οι συμπαγείς γραμμές στο σχήμα αντιπροσωπεύουν άμεσες παλινδρομήσεις για γενετικά συγγενή (μαύρες κουκκίδες) και συσσωρευμένα (ανοιχτοί κύκλοι) σφαιρικά σμήνη. Μπορεί να φανεί ότι τα γενετικά συγγενή σμήνη δεν δείχνουν καμία αλλαγή στη μέση μάζα με την αύξηση της απόστασης από το γαλαξιακό κέντρο. Από την άλλη πλευρά, υπάρχει μια σαφής αντισυσχέτιση για συσσωρευμένες συστάδες. Έτσι, το ερώτημα που πρέπει να απαντηθεί είναι γιατί στο εξωτερικό φωτοστέφανο, με την αύξηση της γαλακτοκεντρικής απόστασης, υπάρχει ένα αυξανόμενο έλλειμμα μαζικών σφαιρικών σμηνών (σχεδόν κενό δεξιά πάνω γωνιάστο γράφημα);
Θα ξεκινήσουμε τη γρήγορη ανασκόπησή μας με μια σύντομη συζήτηση τελευταίας τεχνολογίαςΣύμπαν (ακριβέστερα, το παρατηρήσιμο μέρος του).
1.2.1. Ομοιογένεια και ισοτροπία
Σε μεγάλες κλίμακες, το ορατό τμήμα του σύγχρονου Σύμπαντος είναι ομοιογενές και ισότροπο. Οι διαστάσεις των μεγαλύτερων δομών στο Σύμπαν - υπερσμήνη γαλαξιών και γιγάντια "κενά" - φτάνουν τα δεκάδες megaparsecs). Περιοχές του Σύμπαντος με μέγεθος 100 Mpc και άνω μοιάζουν όλες ίδιες (ομοιογένεια), ενώ δεν υπάρχουν διακριτές κατευθύνσεις στο Σύμπαν (ισοτροπία). Αυτά τα γεγονότα αποδεικνύονται σήμερα αξιόπιστα ως αποτέλεσμα βαθιών ερευνών στις οποίες παρατηρήθηκαν εκατοντάδες χιλιάδες γαλαξίες.
Υπάρχουν περισσότερα από 20 γνωστά υπερσμήνη.Η Τοπική Ομάδα είναι μέρος ενός υπερσμήνου με κέντρο το σμήνος της Παρθένου. Το μέγεθος του υπερσμήνου είναι περίπου 40 Mpc, και εκτός από το σμήνος της Παρθένου, περιλαμβάνει σμήνη από τους αστερισμούς Ύδρα και Κένταυρο. Αυτές οι μεγαλύτερες δομές είναι ήδη πολύ "χαλαρές": η πυκνότητα των γαλαξιών σε αυτές είναι μόνο 2 φορές υψηλότερη από τον μέσο όρο. Το κέντρο του επόμενου υπερσμήνους, που βρίσκεται στον αστερισμό της Βερενίκης, είναι περίπου εκατό megaparsecs.
Επί του παρόντος, βρίσκονται σε εξέλιξη εργασίες για τη σύνταξη του μεγαλύτερου καταλόγου γαλαξιών και κβάζαρ - του καταλόγου SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Βασίζεται σε δεδομένα που λαμβάνονται με τηλεσκόπιο 2,5 μέτρων ικανό να μετρήσει ταυτόχρονα τα φάσματα 640 αντικειμένων σε 5 ζώνες συχνοτήτων (μήκη κύματος φωτός $\λάμδα = 3800-9200 A$, ορατή περιοχή). Αυτό το τηλεσκόπιο έπρεπε να μετρήσει τη θέση και τη φωτεινότητα περισσότερων από διακόσια εκατομμυρίων αστρονομικών αντικειμένων και να προσδιορίσει τις αποστάσεις σε γαλαξίες άνω των $10^6$ και κβάζαρ άνω των $10^5$. Η συνολική περιοχή παρατήρησης ήταν σχεδόν το ένα τέταρτο της ουράνιας σφαίρας. Μέχρι σήμερα, τα περισσότερα από τα πειραματικά δεδομένα έχουν υποστεί επεξεργασία, γεγονός που κατέστησε δυνατό τον προσδιορισμό των φασμάτων περίπου 675 χιλιάδων γαλαξιών και περισσότερων από 90 χιλιάδων κβάζαρ. Τα αποτελέσματα απεικονίζονται στο σχ. 1.1, το οποίο δείχνει πρώιμα δεδομένα SDSS: τις θέσεις 40.000 γαλαξιών και 4.000 κβάζαρ που βρέθηκαν σε μια περιοχή 500 τετραγωνικών μοιρών της ουράνιας σφαίρας. Τα σμήνη γαλαξιών και τα κενά διακρίνονται σαφώς, η ισοτροπία και η ομοιογένεια του Σύμπαντος αρχίζουν να εκδηλώνονται σε κλίμακες της τάξης των 100 Mpc και άνω. Το χρώμα της κουκκίδας καθορίζει τον τύπο του αντικειμένου. Η κυριαρχία ενός ή του άλλου τύπου οφείλεται, γενικά, στις διαδικασίες σχηματισμού και εξέλιξης των δομών - αυτή είναι μια χρονική ασυμμετρία, όχι μια χωρική.
Πράγματι, από απόσταση 1,5 Gpc, που είναι το μέγιστο στην κατανομή των φωτεινών κόκκινων ελλειπτικών γαλαξιών (κόκκινες κουκκίδες στο σχήμα 1.1), το φως ταξίδεψε στη Γη για περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια. Τότε το σύμπαν ήταν διαφορετικό (για παράδειγμα, το ηλιακό σύστημα δεν υπήρχε ακόμη).
Αυτή η χρονική εξέλιξη γίνεται αισθητή σε μεγάλες χωρικές κλίμακες. Ένας άλλος λόγος για την επιλογή αντικειμένων παρατήρησης είναι ότι τα όργανα εγγραφής έχουν όριο ευαισθησίας: σε μεγάλες αποστάσεις, μόνο φωτεινά αντικείμενα, και τα φωτεινότερα αντικείμενα στο σύμπαν που εκπέμπουν συνεχώς είναι τα κβάζαρ.
Ρύζι. 1.1. Χωρική κατανομή γαλαξιών και κβάζαρ σύμφωνα με δεδομένα SDSS. Οι πράσινες κουκκίδες επισημαίνουν όλους τους γαλαξίες (σε μια δεδομένη στερεά γωνία) με φωτεινότητα που υπερβαίνει μια ορισμένη τιμή. Οι κόκκινες κουκκίδες δείχνουν τους πιο φωτεινούς γαλαξίες από μακρινά σμήνη, σχηματίζοντας έναν αρκετά ομοιογενή πληθυσμό. στο κινούμενο πλαίσιο αναφοράς, το φάσμα τους μετατοπίζεται προς το κόκκινο σε σύγκριση με τους συνηθισμένους γαλαξίες. Οι μπλε και οι μπλε κουκκίδες δείχνουν τη θέση των συνηθισμένων κβάζαρ. Η παράμετρος h είναι περίπου ίση με 0,7
1.2.1. Επέκταση
Το σύμπαν διαστέλλεται: οι γαλαξίες απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο (Φυσικά, αυτό δεν ισχύει για γαλαξίες που βρίσκονται στο ίδιο σμήνος και βαρυτικά δεσμευμένοι μεταξύ τους· μιλάμε για γαλαξίες που είναι αρκετά απομακρυσμένοι μεταξύ τους). Μεταφορικά ο χώρος, ενώ παραμένει ομοιογενής και ισότροπος, τεντώνεται, με αποτέλεσμα να αυξάνονται όλες οι αποστάσεις.
Για να περιγραφεί αυτή η επέκταση, εισάγεται η έννοια του συντελεστή κλίμακας $a(t)$, ο οποίος αυξάνεται με το χρόνο. Η απόσταση μεταξύ δύο απομακρυσμένων αντικειμένων στο Σύμπαν είναι ανάλογη του $a(t)$ και η πυκνότητα των σωματιδίων μειώνεται ως $^(-3)$. Ο ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος, δηλ. σχετική αύξηση των αποστάσεων ανά μονάδα χρόνου, που χαρακτηρίζεται από την παράμετρο Hubble $$ H(t)=\frac(\dot(a)(t))(a(t)) $$
Η παράμετρος Hubble εξαρτάται από το χρόνο. για τη σύγχρονη αξία του χρησιμοποιούμε, ως συνήθως, τον χαρακτηρισμό $H_0$.
Λόγω της διαστολής του Σύμπαντος, το μήκος κύματος ενός φωτονίου που εκπέμπεται στο μακρινό παρελθόν αυξάνεται επίσης. Όπως όλες οι αποστάσεις, το μήκος κύματος αυξάνεται αναλογικά σε $a(t).$ Ως αποτέλεσμα, το φωτόνιο υφίσταται μια μετατόπιση προς το κόκκινο. Ποσοτικά, η ερυθρή μετατόπιση z σχετίζεται με την αναλογία των μηκών κύματος των φωτονίων τη στιγμή της εκπομπής και τη στιγμή της απορρόφησης $$ \frac(\lambda_(abs))(\lambda_(em))=1+z,\, \,\,\,\, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.3) $$ όπου $_(abs)$ είναι απορρόφηση, $_(em)$ είναι εκπομπή.
Φυσικά, αυτή η αναλογία εξαρτάται από το πότε εκπέμπεται το φωτόνιο (αν υποθέσουμε ότι απορροφάται στη Γη σήμερα), δηλ. στην απόσταση μεταξύ της πηγής και της γης. Η μετατόπιση προς το κόκκινο είναι ένα άμεσα μετρήσιμο μέγεθος: το μήκος κύματος τη στιγμή της εκπομπής καθορίζεται από τη φυσική της διαδικασίας (για παράδειγμα, αυτό είναι το μήκος κύματος ενός φωτονίου που εκπέμπεται όταν ένα άτομο υδρογόνου περνά από την πρώτη διεγερμένη κατάσταση στη θεμελιώδη κατάσταση) , και το $\lambda_(abs)$ μετριέται άμεσα. Έτσι, προσδιορίζοντας ένα σύνολο γραμμών εκπομπής (ή απορρόφησης) και προσδιορίζοντας πόσο μετατοπίζονται στην κόκκινη περιοχή του φάσματος, είναι δυνατό να μετρηθεί η ερυθρή μετατόπιση της πηγής.
Στην πραγματικότητα, η αναγνώριση πραγματοποιείται ταυτόχρονα σε πολλές γραμμές, τις πιο χαρακτηριστικές για αντικείμενα του ενός ή του άλλου τύπου (βλ. Εικ. 1.2). Εάν βρεθούν γραμμές απορρόφησης στο φάσμα (βουτιές, όπως στα φάσματα στο Σχήμα 1.2), αυτό σημαίνει ότι το αντικείμενο του οποίου προσδιορίζεται η μετατόπιση προς το κόκκινο βρίσκεται μεταξύ της πηγής ακτινοβολίας (για παράδειγμα, ένα κβάζαρ) και του παρατηρητή (Φωτόνια του πηγαδιού -Οι καθορισμένες συχνότητες παρουσιάζουν απορρόφηση συντονισμού σε άτομα και ιόντα (με επακόλουθη ισότροπη επανεκπομπή), η οποία οδηγεί σε βυθίσεις στο φάσμα της έντασης εκπομπής προς την κατεύθυνση προς τον παρατηρητή). Εάν βρεθούν γραμμές εκπομπής (κορυφές στο φάσμα) στο φάσμα, τότε το ίδιο το αντικείμενο είναι πομπός.
Ρύζι. 1.2. Γραμμές απορρόφησης στα φάσματα μακρινών γαλαξιών. Το επάνω διάγραμμα δείχνει τα αποτελέσματα των μετρήσεων της διαφορικής ροής ενέργειας από έναν μακρινό (z = 2,0841) γαλαξία. Οι κάθετες γραμμές υποδεικνύουν τη θέση των γραμμών ατομικής απορρόφησης, η αναγνώριση των οποίων κατέστησε δυνατό τον προσδιορισμό της μετατόπισης του γαλαξία στο κόκκινο. Στα φάσματα των πιο κοντινών γαλαξιών, αυτές οι γραμμές διακρίνονται καλύτερα. Το διάγραμμα με τα φάσματα τέτοιων γαλαξιών, που έχουν ήδη μεταφερθεί στο κινούμενο πλαίσιο αναφοράς, λαμβάνοντας υπόψη την ερυθρή μετατόπιση, φαίνεται στο κάτω σχήμα.
Για $z\ll 1$ ο νόμος Hubble $$ z=H_0 r,\,\,\, z\ll 1, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \,\,\,\, (1.4) $$ όπου $r$ είναι η απόσταση από την πηγή και $H_0$ είναι σύγχρονο νόημαΠαράμετρος Hubble. Στο μεγάλο z, η εξάρτηση της απόστασης από την κόκκινη μετατόπιση γίνεται πιο περίπλοκη, κάτι που θα συζητηθεί λεπτομερώς.
Ο προσδιορισμός απόλυτων αποστάσεων από μακρινές πηγές είναι πολύ δύσκολο έργο. Μια μέθοδος είναι η μέτρηση της ροής φωτονίων από ένα μακρινό αντικείμενο του οποίου η φωτεινότητα είναι γνωστή εκ των προτέρων. Τέτοια αντικείμενα στην αστρονομία ονομάζονται μερικές φορές τυπικά κεριά .
Τα συστηματικά σφάλματα στον προσδιορισμό του $H_0$ δεν είναι καλά γνωστά και φαίνεται να είναι αρκετά μεγάλα. Αρκεί να σημειώσουμε ότι η τιμή αυτής της σταθεράς, που καθορίστηκε από τον ίδιο τον Χαμπλ το 1929, ήταν 550 km/(s Mpc). Οι σύγχρονες μέθοδοι για τη μέτρηση της παραμέτρου Hubble δίνουν $$ H_0=73_(-3)^(+4)\frac(km)(c\cdot Mpc). \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1,5) $$
Ας διευκρινίσουμε την έννοια της παραδοσιακής μονάδας μέτρησης της παραμέτρου Hubble, η οποία εμφανίζεται στο (1.5). Η αφελής ερμηνεία του νόμου Hubble (1.4) είναι ότι η ερυθρή μετατόπιση οφείλεται στην ακτινική κίνηση των γαλαξιών από τη Γη με ταχύτητες ανάλογες με τις αποστάσεις από τους γαλαξίες, $$ v=H_0r,\,\,\, v\ll 1, \,\,\ ,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.6) $$
Στη συνέχεια, η μετατόπιση προς το κόκκινο (1.4) ερμηνεύεται ως ένα διαμήκη φαινόμενο Doppler (για $v\ll c$, δηλ. $v\ll 1$ σε φυσικές μονάδες, η μετατόπιση Doppler είναι $z=v$). Από αυτή την άποψη, στην παράμετρο Hubble $H_0$ εκχωρείται η διάσταση [ταχύτητα/απόσταση]. Τονίζουμε ότι η ερμηνεία της κοσμολογικής μετατόπισης του ερυθρού ως προς το φαινόμενο Doppler είναι προαιρετική και σε ορισμένες περιπτώσεις ανεπαρκής. Το πιο σωστό είναι να χρησιμοποιείται η σχέση (1.4) με τη μορφή που είναι γραμμένη. Η τιμή του $H_0$ παραμετροποιείται παραδοσιακά ως εξής: $$ H_0=h\cdot 100\frac(km)(c\cdot Mpc), $$ όπου h είναι μια αδιάστατη ποσότητα της τάξης της μονάδας (βλ. (1.5) ), $$ h= 0,73_(-0,03)^(+0,04) $$ Θα χρησιμοποιήσουμε την τιμή $h = 0,7$ σε περαιτέρω εκτιμήσεις.
Ρύζι. 1.3. Διάγραμμα Hubble κατασκευασμένο από παρατηρήσεις μακρινών Κηφείδων. Η συμπαγής γραμμή δείχνει τον νόμο Hubble με την παράμετρο $H_0$ = 75 km/(s Mpc) να προσδιορίζεται από αυτές τις παρατηρήσεις. Οι διακεκομμένες γραμμές αντιστοιχούν σε πειραματικά σφάλματα στην τιμή της σταθεράς Hubble
Για τη μέτρηση της παραμέτρου Hubble, οι Κηφείδες χρησιμοποιούνται παραδοσιακά ως τυπικά κεριά - μεταβλητά αστέρια, των οποίων η μεταβλητότητα σχετίζεται με γνωστό τρόπο με τη φωτεινότητα. Αυτή η σύνδεση μπορεί να αποκαλυφθεί μελετώντας τους Κηφείδες σε μερικούς συμπαγείς αστρικούς σχηματισμούς, για παράδειγμα, στα Νέφη του Μαγγελάνου. Δεδομένου ότι οι αποστάσεις από όλους τους Κηφείδες σε έναν συμπαγή σχηματισμό μπορούν να θεωρηθούν ίδιες με καλό βαθμό ακρίβειας, η αναλογία των παρατηρούμενων φωτεινοτήτων τέτοιων αντικειμένων είναι ακριβώς ίση με την αναλογία των φωτεινοτήτων τους. Η περίοδος των παλμών των Κηφειδών μπορεί να κυμαίνεται από μια ημέρα έως αρκετές δεκάδες ημέρες, κατά τη διάρκεια των οποίων η φωτεινότητα αλλάζει αρκετές φορές. Ως αποτέλεσμα των παρατηρήσεων, σχεδιάστηκε η εξάρτηση της φωτεινότητας από την περίοδο παλμών: όσο πιο φωτεινό είναι το αστέρι, τόσο μεγαλύτερη είναι η περίοδος παλμών.
κηφείδης - γίγαντες και υπεργίγαντες, ώστε να μπορούν να παρατηρηθούν πολύ πέρα από τον γαλαξία. Έχοντας μελετήσει το φάσμα των απομακρυσμένων Κηφείδων, η μετατόπιση προς το ερυθρό εντοπίζεται χρησιμοποιώντας τον τύπο (1.3) και μελετώντας τη χρονική εξέλιξη προσδιορίζεται η περίοδος των παλμών της φωτεινότητας. Στη συνέχεια, χρησιμοποιώντας τη γνωστή εξάρτηση της μεταβλητότητας από τη φωτεινότητα, προσδιορίζεται η απόλυτη φωτεινότητα του αντικειμένου και στη συνέχεια υπολογίζεται η απόσταση από το αντικείμενο, μετά την οποία λαμβάνεται η τιμή της παραμέτρου Hubble χρησιμοποιώντας τον τύπο (1.4). Στο σχ. Το 1.3 δείχνει το έτσι ληφθέν διάφραγμα Hubble - την εξάρτηση της μετατόπισης προς το κόκκινο από την απόσταση.
Εκτός από τους Κηφείδες, υπάρχουν και άλλα φωτεινά αντικείμενα που χρησιμοποιούνται ως τυπικά κεριά, όπως οι σουπερνόβα τύπου 1α.
1.2.3. Η διάρκεια ζωής του Σύμπαντος και το μέγεθος του παρατηρήσιμου τμήματός του
Η παράμετρος Hubble έχει στην πραγματικότητα τη διάσταση $$, επομένως το παρόν Σύμπαν χαρακτηρίζεται από τη χρονική κλίμακα $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot \frac(1)(100)\frac(km)(c\ cdot Mpc)=\ frac 1h\cdot 3\cdot 10^(17)c=\frac 1h\cdot 10^(10)\περίπου 1,4\cdot 10^(10) έτος. $$ και κλίμακα κοσμολογικής απόστασης $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot 3000 Mpc \περίπου 4,3\cdot 10^3 Mpc. $$
Σε γενικές γραμμές, το μέγεθος του σύμπαντος θα διπλασιαστεί της τάξης των 10 δισεκατομμυρίων ετών. Οι γαλαξίες που βρίσκονται σε απόσταση περίπου 3000 Mpc από εμάς απομακρύνονται από εμάς με ταχύτητες συγκρίσιμες με την ταχύτητα του φωτός. Θα δούμε ότι ο χρόνος $H_0^(-1)$ συμπίπτει κατά σειρά μεγέθους με την ηλικία του Σύμπαντος, και η απόσταση $H_0^(-1)$ - με το μέγεθος του ορατού τμήματος του Σύμπαντος. Θα βελτιώσουμε τις ιδέες μας σχετικά με την ηλικία του Σύμπαντος και το μέγεθος του ορατού τμήματός του στο μέλλον. Εδώ σημειώνουμε ότι μια απλή παρέκταση της εξέλιξης του Σύμπαντος στο παρελθόν (σύμφωνα με τις εξισώσεις του κλασικού γενική θεωρίασχετικότητα) οδηγεί στην ιδέα μιας στιγμής μεγάλη έκρηξη, από την οποία ξεκίνησε η κλασική κοσμολογική εξέλιξη. τότε η διάρκεια ζωής του Σύμπαντος είναι ο χρόνος που έχει παρέλθει από τη Μεγάλη Έκρηξη και το μέγεθος του ορατού μέρους (το μέγεθος του ορίζοντα) είναι η απόσταση που έχουν διανύσει τα σήματα που ταξιδεύουν με την ταχύτητα του φωτός από τη Μεγάλη Έκρηξη. Σε αυτή την περίπτωση, το μέγεθος ολόκληρου του Σύμπαντος υπερβαίνει σημαντικά το μέγεθος του ορίζοντα. στην κλασική γενική θεωρία της σχετικότητας, το χωρικό μέγεθος του σύμπαντος μπορεί να είναι άπειρο.
Ανεξάρτητα από τα κοσμολογικά δεδομένα, υπάρχουν παρατηρητικά κατώτερα όρια για την ηλικία του Σύμπαντος $t_0$. Διαφορετικές ανεξάρτητες μέθοδοι οδηγούν σε κλείσιμο ορίων σε $t_0\gtrsim 14$ δισεκατομμύρια χρόνια $=1,4\cdot 10^(10)$.
Μία από τις μεθόδους που χρησιμοποιούνται για να ληφθεί το τελευταίο όριο είναι η μέτρηση της κατανομής φωτεινότητας των λευκών νάνων. Οι λευκοί νάνοι - συμπαγείς αστέρες υψηλής πυκνότητας με μάζα περίπου ίση με τη μάζα του Ήλιου - σταδιακά εξασθενούν ως αποτέλεσμα της ψύξης μέσω της ακτινοβολίας. Λευκοί νάνοι διαφόρων φωτεινοτήτων συναντώνται στον Γαλαξία, ωστόσο, ξεκινώντας από μια ορισμένη χαμηλή φωτεινότητα, ο αριθμός των λευκών νάνων μειώνεται απότομα και αυτή η πτώση δεν σχετίζεται με την ευαισθησία του εξοπλισμού παρατήρησης. Η εξήγηση είναι ότι ακόμη και οι παλαιότεροι λευκοί νάνοι δεν έχουν ακόμη καταφέρει να κρυώσουν αρκετά ώστε να γίνουν τόσο θαμποί. Ο χρόνος ψύξης μπορεί να προσδιοριστεί μελετώντας το ενεργειακό ισοζύγιο καθώς το αστέρι ψύχεται. Αυτός ο χρόνος ψύξης - η ηλικία των παλαιότερων λευκών νάνων - είναι ένα κατώτερο όριο στη διάρκεια ζωής του Γαλαξία, και ως εκ τούτου ολόκληρου του Σύμπαντος.
Μεταξύ άλλων μεθόδων, σημειώνουμε τη μελέτη της αφθονίας ραδιενεργών στοιχείων στον φλοιό της γης και στη σύνθεση των μετεωριτών, τη σύγκριση της εξελικτικής καμπύλης των αστεριών της κύριας ακολουθίας στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell ("φωτεινότητα - θερμοκρασία" ή " φωτεινότητα - χρώμα") με την αφθονία των παλαιότερων αστεριών σε σφαιρικά σμήνη αστεριών που έχουν εξαντληθεί από μέταλλο ( Τα σφαιρικά σμήνη είναι ενδογαλαξιακές δομές με διάμετρο περίπου 30 pc, συμπεριλαμβανομένων εκατοντάδων χιλιάδων, ακόμη και εκατομμυρίων αστέρων. Ο όρος "μέταλλα" στην αστροφυσική αναφέρεται σε όλα τα στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο.), μελετώντας την κατάσταση των διεργασιών χαλάρωσης σε αστρικά σμήνη, μετρώντας την αφθονία του θερμού αερίου στα σμήνη γαλαξιών.
1.2.4. Χωρική επιπεδότητα
Η ομοιογένεια και η ισοτροπία του Σύμπαντος δεν σημαίνει, γενικά, ότι σε ένα σταθερό χρονικό σημείο τρισδιάστατο χώροείναι ένα 3-επίπεδο (τρισδιάστατος Ευκλείδειος χώρος), δηλαδή ότι το Σύμπαν έχει μηδενική χωρική καμπυλότητα. Μαζί με το 3-επίπεδο, η 3-σφαίρα (θετική χωρική καμπυλότητα) και η 3-υπερβολοειδής (αρνητική καμπυλότητα) είναι ομοιογενή και ισότροπα. Το θεμελιώδες αποτέλεσμα των παρατηρήσεων τα τελευταία χρόνιαήταν η διαπίστωση του γεγονότος ότι η χωρική καμπυλότητα του Σύμπαντος, αν είναι διαφορετική από το μηδέν, είναι μικρή. Θα επανέλθουμε επανειλημμένα σε αυτή τη δήλωση, τόσο για να τη διατυπώσουμε σε ποσοτικό επίπεδο, όσο και για να προσδιορίσουμε ποια ακριβώς δεδομένα δείχνουν τη χωρική επιπεδότητα του Σύμπαντος. Εδώ αρκεί να πούμε ότι αυτό το αποτέλεσμα προέκυψε από μετρήσεις της ανισοτροπίας της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων και επίπεδο ποιότηταςανάγεται στο γεγονός ότι η ακτίνα της χωρικής καμπυλότητας του Σύμπαντος αισθητά πάνω από το μέγεθοςτο παρατηρήσιμο μέρος του, δηλ. αισθητά μεγαλύτερο από $H_0^(-1)$.
Σημειώνουμε επίσης ότι τα δεδομένα για την ανισοτροπία CMB είναι επίσης συνεπή με την υπόθεση μιας τετριμμένης χωρικής τοπολογίας. Έτσι, στην περίπτωση μιας συμπαγούς τρισδιάστατης πολλαπλότητας με χαρακτηριστικό μέγεθος της τάξης του Hubble, στην ουράνια σφαίρα θα υπήρχαν κύκλοι με παρόμοια εικόνα της ανισοτροπίας της κοσμικής ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου - η τομή της σφαίρα της τελευταίας σκέδασης των φωτονίων που απομένουν μετά τον ανασυνδυασμό (σχηματισμός ατόμων υδρογόνου), με τις εικόνες αυτής της σφαίρας, που προκύπτουν από τη δράση της ομαδικής πολλαπλής κίνησης. Αν ο χώρος είχε, για παράδειγμα, την τοπολογία ενός τόρου, τότε ένα ζευγάρι τέτοιων κύκλων σε διαμετρικά αντίθετες κατευθύνσεις θα παρατηρούνταν στην ουράνια σφαίρα. Η ακτινοβολία λειψάνων δεν αποκαλύπτει τέτοιες ιδιότητες.
1.2.5. «Ζεστό» Σύμπαν
Το σύγχρονο Σύμπαν είναι γεμάτο με ένα αέριο φωτονίων που δεν αλληλεπιδρούν - την ακτινοβολία που προβλέφθηκε από τη θεωρία του Big Bang και ανακαλύφθηκε πειραματικά το 1964. Η πυκνότητα του αριθμού των λειψάνων φωτονίων είναι περίπου 400 ανά κυβικό εκατοστό. Η κατανομή ενέργειας των φωτονίων έχει ένα θερμικό φάσμα Planck (Εικ. 1.4), που χαρακτηρίζεται από θερμοκρασία $$ T_0=2.725 \pm 0.001 K \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \,\ ,\,\, (1.7) $$ (σύμφωνα με την ανάλυση ). Η θερμοκρασία των φωτονίων που προέρχονται από διαφορετικές κατευθύνσεις στην ουράνια σφαίρα είναι η ίδια περίπου στα $10^(-4)$. αυτό είναι μια άλλη απόδειξη της ομοιογένειας και της ισοτροπίας του σύμπαντος.
Ρύζι. 1.4. Μετρήσεις του φάσματος CMB. Η συλλογή των δεδομένων γίνεται στο . Η διακεκομμένη καμπύλη δείχνει το φάσμα Planck (το φάσμα του "μαύρου σώματος"). Μια πρόσφατη ανάλυση δίνει μια τιμή θερμοκρασίας (1,7) αντί για T = 2,726 K όπως στο σχήμα
Ρύζι. 1.5. Δεδομένα WMAP: γωνιακή ανισοτροπία του κοσμικού υποβάθρου μικροκυμάτων, δηλαδή εξάρτηση της θερμοκρασίας των φωτονίων από την κατεύθυνση της άφιξής τους. Η μέση θερμοκρασία φωτονίου και η συνιστώσα του διπόλου (1,8) αφαιρούνται. Οι εμφανιζόμενες διακυμάνσεις θερμοκρασίας είναι $\delta T \sim 100\mu K$ $\delta T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5)$
Ταυτόχρονα, έχει διαπιστωθεί πειραματικά ότι αυτή η θερμοκρασία εξακολουθεί να εξαρτάται από την κατεύθυνση στην ουράνια σφαίρα. Η γωνιακή ανισοτροπία της θερμοκρασίας των λειψάνων φωτονίων είναι τώρα καλά μετρημένη (βλ. Εικ. 1.5) και είναι, χονδρικά μιλώντας, περίπου $\δέλτα T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5)$. Το γεγονός ότι το φάσμα είναι Planckian προς όλες τις κατευθύνσεις ελέγχεται κάνοντας μετρήσεις σε διαφορετικές συχνότητες.
Θα επανέλθουμε επανειλημμένα στην ανισοτροπία (και την πόλωση) του CMB, αφού, αφενός, φέρει τις πιο πολύτιμες πληροφορίες για το πρώιμο και σύγχρονο Σύμπαν και, αφετέρου, η μέτρησή του είναι δυνατή με υψηλή ακρίβεια.
Σημειώστε ότι η παρουσία κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων καθιστά δυνατή την εισαγωγή ενός διακεκριμένου πλαισίου αναφοράς στο Σύμπαν: αυτό είναι το πλαίσιο αναφοράς στο οποίο το αέριο των υπολειμμάτων φωτονίων βρίσκεται σε ηρεμία. ηλιακό σύστημακινείται σε σχέση με την ακτινοβολία υποβάθρου προς την κατεύθυνση του αστερισμού της Ύδρας. Η ταχύτητα αυτής της κίνησης καθορίζει το μέγεθος της συνιστώσας της ανισοτροπίας του διπόλου $$ \δέλτα T_(dipol)=3,346 mK \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \,\, ( 1,8) $$
Το σύγχρονο Σύμπαν είναι διαφανές στα λείψανα φωτόνια ( Στην πραγματικότητα, η «διαφάνεια» διαφορετικά μέρητα σύμπαντα είναι διαφορετικά. Για παράδειγμα, το θερμό αέριο ($T\sim 10$ keV) σε σμήνη γαλαξιών διασκορπίζει λείψανα φωτόνια, τα οποία αποκτούν πρόσθετη ενέργεια στη διαδικασία. Αυτή η διαδικασία οδηγεί σε "θέρμανση" των φωτονίων λειψάνων - το φαινόμενο Zel'dovich-Syunyaev. Το μέγεθος αυτής της επίδρασης είναι μικρό, αλλά αρκετά αισθητό όταν σύγχρονες μεθόδουςπαρατηρήσεις.): σήμερα η μέση ελεύθερη διαδρομή τους είναι μεγάλη σε σύγκριση με το μέγεθος του ορίζοντα $H_0^(-1)$. Αυτό δεν συνέβαινε πάντα: στο πρώιμο σύμπαν, τα φωτόνια αλληλεπιδρούσαν έντονα με την ύλη.
Δεδομένου ότι η θερμοκρασία της ακτινοβολίας $T$ εξαρτάται από την κατεύθυνση $\vec(n)$ στην ουράνια σφαίρα, είναι βολικό να μελετήσουμε αυτή την εξάρτηση χρησιμοποιώντας την επέκταση σε σφαιρικές συναρτήσεις (αρμονικές) $Y_(lm)(\textbf (n))$, που σχηματίζουν πλήρες σύνολο συναρτήσεων βάσης στη σφαίρα. Η διακύμανση θερμοκρασίας $\δέλτα T$ προς την κατεύθυνση $\vec(n)$ είναι η διαφορά $$ \delta T(\textbf(n))\equiv T(\textbf(n)) -T_0-\δέλτα T_( dipol) =\sum_(l,m)a_(l,m)Y_(l,m)(\textbf(n)), $$ όπου οι συντελεστές $a_(l,m)$ ικανοποιούν τη σχέση $a^* _(l ,m)=(-1)^m a_(l,-m)$, που είναι απαραίτητη συνέπεια της πραγματικότητας της θερμοκρασίας. Η γωνιακή ροπή $l$ αντιστοιχεί σε διακυμάνσεις με μια τυπική γωνιακή κλίμακα $\pi /l$. Οι υπάρχουσες παρατηρήσεις καθιστούν δυνατή τη μελέτη διαφόρων γωνιακών κλιμάκων, από τη μεγαλύτερη έως τις κλίμακες μικρότερες από 0,1° ($l\sim 1000$, βλ. Εικ. 1.6).
Ρύζι. 1.6. Τα αποτελέσματα των μετρήσεων της γωνιακής ανισοτροπίας της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου από διάφορα πειράματα. Η θεωρητική καμπύλη λήφθηκε στο πλαίσιο του μοντέλου $\Lambda$CDM.
Τα δεδομένα παρατήρησης συμφωνούν με το γεγονός ότι οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας $\delta T(\textbf(n))$ είναι ένα τυχαίο πεδίο Gauss, δηλ. οι συντελεστές $a_(l,m)$ είναι στατιστικά ανεξάρτητοι για διαφορετικά $l$ και $m$, $$ \langle a_(l,m) a_(l,m")^*\rangle = C_(lm) \cdot \delta_(ll")\delta_(mm"), \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1,9) $$ όπου κάτω από γωνιακές αγκύλες υποδηλώνουν τον μέσο όρο σε ένα σύνολο συμπάντων σαν το δικό μας. Οι συντελεστές $C_(lm)$ σε ένα ισότροπο Σύμπαν δεν εξαρτώνται από m, $C_(lm)=C_(l)$ και καθορίζουν τη συσχέτιση μεταξύ των διακυμάνσεων της θερμοκρασίας σε διαφορετικές κατευθύνσεις: $$ \langle \δέλτα T(\ textbf(n) _1)\delta T(\textbf(n)_2) \rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_lP_l(\cos\theta), $$ όπου $P_l$ είναι Legendre πολυώνυμα που εξαρτώνται μόνο από τη γωνία $\theta$ μεταξύ των διανυσμάτων $\textbf(n)_1$ και $\textbf(n)_2$. Συγκεκριμένα, για την διακύμανση rms παίρνουμε: $$ \langle \delta T^2\rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_l\approx \int \frac(l(l+1) )( 2\pi)C_ld\ln l. $$
Έτσι, η ποσότητα $\frac(l(l+1))(2\pi)C_l$ χαρακτηρίζει τη συνολική συμβολή γωνιακών ροπών ίδιας τάξης. Τα αποτελέσματα της μέτρησης αυτής της ποσότητας φαίνονται στα Σχ. 1.6.
Είναι σημαντικό να σημειωθεί ότι η μέτρηση της γωνιακής ανισοτροπίας του CMB δεν δίνει έναν πειραματικά μετρημένο αριθμό, αλλά ένα ολόκληρο σύνολο δεδομένων, δηλαδή τις τιμές των $C_l$ για διαφορετικά $l$. Αυτό το σύνολο καθορίζεται από μια σειρά παραμέτρων του πρώιμου και σύγχρονου Σύμπαντος, επομένως η μέτρησή του παρέχει πολλές κοσμολογικές πληροφορίες.
