Просторовий розподiл галактик

РЕФЕРАТ НА ТЕМУ

Просторовий розподiл галактик


Галактики. Рiзноманiтнiсть галактик

Галактиками називають велетенськi зорянi системи, кiлькiсть зiр в яких може досягати величини, сумiрноi з 1013. В астрономii прийнято маси великих об'iктiв виражати в одиницях маси Сонця (MС = 1.99В·10 г), а величезнi вiдстанi тАФ у свiтлових роках (1 св. рiк = 9.46В·1015 м), парсеках (1 пк = 3.26 св. року), кiлопарсеках (1 кпк = 103 пк) i мегапарсеках (1 Мпк = 106 пк). Маси галактик охоплюють iнтервал 107тАФ 1013)MС, а iхнi розмiри становлять вiд кiлькох сотень парсекiв до сотень кiлопарсекiв. Крiм зiр, до складу галактик входить значна кiлькiсть газу й пилу. У галактиках мiститься майже вся речовина Всесвiту, яка випромiнюi електромагнiтнi хвилi у видимiй дiлянцi спектра. Астрономи припускають, що до галактик входить ще речовина, поки що недоступна для спостережень; вважаiться, що ця речовина не проявляi нiяких властивостей, крiм гравiтацiйних. Дуже велика зоряна система, до якоi входить Сонце з планетами, маi назву Галактика. Вона мiстить майже 2В·1011 зiр. Дiаметр диска Галактики перевищуi 105 св. рокiв, а товщина його становить 103 св. рокiв.

Галузь астрономii, котра вивчаi галактики (крiм нашоi), називаiться позагалактичною астрономiiю. РЖнтенсивне дослiдження галактик розпочалося з 20-х pp. XX ст. Тодi видатний американський астроном Е. Хаббл (1889тАФ1953) остаточно встановив, що спiральна туманнiсть у сузiр'i Андромеди (Andromeda, And; тут i далi в дужках подано повну латинську назву сузiр'я та прийняте в астрономii трибуквенне скорочення ii) й деякi iншi туманностi спiральноi форми мають позагалактичну природу (тобто розмiщенi за межами Галактики) та i велетенськими зоряними системами, схожими на Галактику тАФ галактиками.

У Всесвiтi виявлено дуже багато галактик. Вони бувають рiзноманiтних типiв. За зовнiшнiм виглядом астрономи розрiзняють елiптичнi (безструктурнi, круглоi або елiптичноi форми), спiральнi (мають два або бiльше спiральнi рукави) й неправильнi (якi не мають симетрii форми) галактики. Це так звана морфологiчна класифiкацiя галактик. Згадана вище галактика в сузiр'i Андромеди (вислiв типу Влгалактика X розмiщена в сузiр'i УВ» означаi, що вона проектуiться на зайняту даним сузiр'ям дiлянку небесноi сфери) й наша Галактика належать до спiральних галактик. Проте i багато зоряних систем (тут i далi термiн Влзоряна системаВ» i синонiмом до ВлгалактикаВ»), якi не вкладаються в цю класифiкацiю через особливостi форми чи структури. Примiром, трапляються зорянi системи iз формами, перехiдними мiж елiптичним i спiральним типами. Ще один приклад тАФ виявлено досить багато галактик з кiльцями; цi кiльця складаються iз зiр. Перший об'iкт такого типу вiдкрили американськi астрономи на початку 80-х pp. XX ст. у сузiр'i Кита (Cetus, Cet). Дуже цiкавi форми мають так званi галактики, iцо взаiмодiють. У вiдносно близькiй до нас частинi Всесвiту до цього типу належить лише 5тАФ10 % галактик. Проте, як показали сучаснi спостереження, серед дуже вiддалених вiд нас зоряних систем частка галактик, що взаiмодiють, становить третину. У кожнiй iз груп галактик названого типу зорянi системи розмiщенi близько одна вiдносно одноi. Серед них трапляються галактики, оточенi спiльною оболонкою iз зiр або з'iднанi перемичками. Близька до нас пара галактик, що взаiмодiють, тАФ NGC4038 i NGC4039; iх ще називають Антенними галактиками. Вони розмiщенi в сузiр'i Ворона (Corvus, Crv) на вiдстанi 63 млн св. рокiв вiд нас.

Тепер серед учених поширена думка, що в центрi майже кожноi галактики розмiщена дуже масивна чорна дiрка. Згiдно з оцiнками маса кожноi iз таких чорних дiрок належить iнтерваловi (106тАФ109)МС. Наприклад, сучаснi спостереження вказують на те, що в центрi Галактики i чорна дiрка, маса якоi становить (2.5-5)В·106MС, а маса темного об'iкта в центрi галактики, що в сузiр'i Андромеди, оцiнюiться як (3-4) В· 107MС. Чорнi дiрки проявляють себе гравiтацiйним впливом на зорi й мiжзоряну матерiю центральних частин галактик, а також випромiнюванням у рентгенiвському дiапазонi спектра. Випромiнюють, зрозумiло, не самi чорнi дiрки, а речовина, що падаi в них. Ученi виявили, що чим бiльше матерii мiстить галактика, тим бiльшу масу маi чорна дiрка, котра, як припускають, розмiщена в ii центрi. За однiiю з гiпотез про виникнення галактик надмасивнi чорнi дiрки, утворенi в ранньому Всесвiтi, стали ядрами, навколо яких згодом сформувалися галактики.

Групи й скупчення галактик. Мiсцева група галактик

Здебiльшого галактики розмiщенi в просторi не поодиноко. Як i iншi позаземнi тiла, вони входять до угруповань рiзних розмiрiв i рiзного iiрархiчного значення. Зi спостережень виявлено, що тiльки невелика частка вiдомих галактик тАФ одиночнi. Решта ж зоряних систем утворюють подвiйнi та кратнi системи, групи й скупчення. У перелiчених системах галактик вiдстанi мiж сусiднiми об'iктами тiльки в десятки разiв бiльшi вiд iхнiх розмiрiв. Для порiвняння можна вказати, що середнi вiдстанi мiж сусiднiми зорями перевищують iхнi дiаметри в мiльйони разiв. Завдяки силам гравiтацiйного притягання угруповання галактик стiйкi.

Багато великих галактик мають супутникiв. Супутники галактик тАФ це вiдносно невеликi за розмiрами й масою зорянi системи, що обертаються навколо ВлсвоiхВ» великих галактик. Наприклад, наша Галактика маi багате сiмейство галактик-супутникiв. Найбiльшi серед них неправильнi галактики, що мають назви Велика Магелланова Хмара й Мала Магелланова Хмара. Перша з них розмiщена в сузiр'i Золотоi Риби (Dorado, Dor), а друга тАФ у сузiр'i Тукана (Tucana, Tuc). Цi об'iкти названо на честь знаменитого португальського мореплавця Фернана Магеллана (приблизно 1480тАФ1521) тАФ одного з перших iвропейцiв, якi дослiджували пiвденнi широти Землi. Обидвi цi галактики можна бачити неозброiним оком у Пiвденнiй пiвкулi Землi. iхнi кутовi дiаметри становлять вiдповiдно 470' i 216', а лiнiйнi дiаметри тАФ 7 i 4 кпк (для порiвняння: лiнiйний дiаметр Галактики дорiвнюi 25 кпк). Велика Магелланова Хмара вiддалена вiд центра Галактики на 1.6В·105 св. рокiв, а Мала Магелланова Хмара тАФ на 1.8В·105 св. рокiв. Результати обробки недавно проведених спостережень вказують на те, що Велика Магелланова Хмара обертаiться навколо Галактики по майже коловiй орбiтi. Одну з невеликих галактик-супутникiв нашоi зоряноi системи було вiдкрито вiдносно недавно, 1994 p., у сузiр'i Стрiльця (Sagittarius, Sgr). ii вiдстань вiд центра Галактики становить 504 св. рокiв, тобто вона майже втричi ближча до Галактики, нiж Велика Магелланова Хмара. Крiм названих об'iктiв, сiмейство Галактики охоплюi майже пiвтора десятка карликових елiптичних i декiлька невеликих неправильних галактик, а також декiлька позагалактичних кульових скупчень.

Розгляньмо сiмейство ще однiii великоi галактики, розмiщеноi в сузiр'i Андромеди. Цю згадувану вище спiральну зоряну систему ще називають Туманнiстю Андромеди. Офiцiйна ii назва тАФ об'iкт М31 у каталозi Ш. Мессьi або об'iкт NGC224 у ВлНовому загальному каталозiВ» Й. Дрейiра. Туманнiсть Андромеди можна побачити неозброiним оком. РЖз великих зоряних систем вона i найближчою до Галактики. Вiдстань мiж ними тепер становить 2.9 106 св. рокiв. Туманнiсть Андромеди й Галактика рухаються назустрiч одна однiй. Зоряна система М31 маi декiлькох невеликих супутникiв, серед яких тАФ карликова елiптична галактика NGC205.

Ми розглянули приклади сiмейств великих галактик. Галактика з супутниками тАФ одна з ланок в iiрархii угруповань зоряних систем. Наступною ланкою i так званi групи галактик (вони охоплюють декiлька великих за розмiрами зоряних систем i бiльшу кiлькiсть невеликих галактик) i скупчення галактик (вони мiстять сотнi й тисячi членiв). Найбiльше дослiджено групу галактик, до якоi входить наша зоряна система. Ця група маi назву Мiсцева група галактик (деколи ii називають Мiсцевою системою галактик). Першим, хто вказав на можливiсть iснування такого утворення як Мiсцева група галактик, був шведський астроном К.Е. Лундмарк (1889тАФ1958). Мiсцева група галактик охоплюi понад 40 зоряних систем рiзних розмiрiв i форм, в т. ч. Галактику й Туманнiсть Андромеди з iхнiми супутниками. Наша зоряна система й галактика М31 i найбiльшими об'iктами Мiсцевоi групи. Ще одна вiдносно велика галактика цiii групи розмiщена в сузiр'i Трикутника (Triangulum, Тii); вона позначаiться М33 або NGC598. Переважна ж частина членiв Мiсцевоi групи тАФ карликовi галактики, що мають невеликi розмiри й низьку свiтнiсть. Довгий час ученi вважали, що Туманнiсть Андромеди i наймасивнiшим об'iктом у Мiсцевiй групi галактик, а ii маса в пiвтора раза перевищуi масу Галактики. Таким чином, вважалось, що в Мiсцевiй групi галактик наша зоряна система за масою i на другому мiсцi. Звiдси, зокрема, випливало (з врахуванням того, що цi двi галактики найбiльшi у Мiсцевiй групi), що центр мас Мiсцевоi групи галактик розмiщений у напрямку галактики М31 на 2/3 вiдстанi вiд нас до неi. Проте останнiм часом появились вказiвки на те, що Галактика вдвiчi масивнiша вiд Туманностi Андромеди, i i, таким чином, наймасивнiшою в Мiсцевiй групi.

Описана група галактик тАФ не iдина у Всесвiтi. Таких груп дуже багато. Сусiднi з Мiсцевою групою галактик розмiщенi на вiдстанi 2тАФ5 Мпк вiд неi. Найближчою до Мiсцевоi групи i група зоряних систем у сузiр'i Скульптора (Sculptor, Scl), до якоi входить майже пiвтора десятка галактик. ii ще називають Пiвденною полярною групою, оскiльки члени цiii групи на небеснiй сферi розмiщенi навколо пiвденного полюса Галактики. Багато груп галактик виявлено на вiдстанi 10тАФ20 Мпк вiд Галактики.

Групи галактик тАФ це вiдносно невеликi структурнi об'iднання зоряних систем. Значно бiльшими за розмiрами й кiлькiстю членiв i скупчення галактик: маса великого скупчення галактик може досягати 1015MСВ· Середня вiдстань мiж скупченнями становить 30 Мпс. Скупчення зоряних систем виявлено на рiзноманiтних вiдстанях вiд Землi. У сузiр'i Дiви (Virgo, Vir) розмiщуiться найближче до нас велике скупчення галактик, яке маi неправильну форму. До його складу входить майже 200 зоряних систем високоi й середньоi свiтностi (переважна частина iх тАФ спiральнi), а також багато карликових галактик. Серед членiв цього скупчення тАФ велетенська елiптична радiогалактика Дiва А. Розмiр названого скупчення становить приблизно 5 Мпк; воно вiддалене вiд Мiсцевоi групи галактик на 15 Мпк. Скупчення галактик у сузiр'i Дiви вiдкрив 1781 р. вiдомий французький астроном Ш. Мессьi (1730тАФ1817)тАФ автор першого в iсторii астрономii каталога туманностей. У той час про галактики ще не було вiдомо, а туманностями називали усi протяжнi об'iкти небесноi сфери, у яких при спостереженнях не розрiзнялись зорi. Мессьi звернув увагу на те, що незвичайно багато ВлтуманностейВ» (тепер ми знаiмо, що це галактики) тАФ майже два десятки тАФ зосереджено на досить малiй дiлянцi небесноi сфери. Крiм скупчень неправильноi форми, у Всесвiтi виявлено сферичнi скупчення галактик; вони значно бiльшi за розмiрами вiд неправильних скупчень i простягаються на десятки Мегапарсекiв. Як приклад можна назвати сферичнi скупчення зоряних систем у сузiр'ях Волосся Веронiки (Coma Berenices, Com) i Пiвнiчноi Корони (Corona Borealis, CrB). Вiдстань цих скупчень вiд нас становить вiдповiдно 125 Мпк i 350 Мпк. Найдальшi iз виявлених скупчень галактик вiддаленi вiд нас на мiльярди свiтлових рокiв. Вони складаються, здебiльшого, iз спiральних галактик. Одне iз таких скупчень розмiщене на вiдстанi 8 млрд св. рокiв (2500 Мпк) вiд нас.

Кожне скупчення (чи група) галактик зазвичай, хоча i не завжди, динамiчно стiйке. Це означаi, що його потенцiальна енергiя бiльша вiд суми кiнетичних енергiй членiв скупчення. Тiльки зрiдка та чи iнша галактика внаслiдок гравiтацiйноi взаiмодii з iншими об'iктами скупчення може набути швидкостi, достатньоi, щоб покинути його. Але для того, щоб зоряна система вийшла за межi скупчення, потрiбний величезний промiжок часу. Тому у Всесвiтi дуже мало галактик, якi не належать нiякому угрупованню.

Таким чином, у просторовому розподiлi галактик виявлено неоднорiдностi. Основна частка (майже 80%) зоряних систем, якi ми спостерiгаiмо, входить до груп i пар галактик, 5% зоряних систем належать багатим скупченням, а 15 % галактик тАФ це одиночнi галактики (не входять до угруповань галактик). Галактики в парах i групах, а також одиночнi галактики тАФ це, головним чином, спiральнi й неправильнi зорянi системи, а в багатих скупченнях галактик переважають, здебiльшого, елiптичнi й лiнзоподiбнi зорянi ситстеми. Таким чином, галактики рiзних морфологiчних типiв групуються по-рiзному, тобто маi мiсце таке явище як розподiл галактик за морфологiчними типами. Це може бути пов'язано з впливом оточення кожноi iз зоряних систем на ii еволюцiю, коли галактика перебувала на пiзнiй протогалактичнiй стадii. Узагалi, за сучасними уявленнями, на властивостi галактик (а, отже, i на iхнi морфологiчнi особливостi) впливають як початковi умови формування, так i еволюцiя, в т.ч. взаiмодiя з оточенням: з iншими галактиками та мiжгалактичним середовищем. Однак спiввiдношення мiж цими факторами поки що невiдоме.

Поряд з iснуванням рiзноманiтних систем галактик у Всесвiтi виявлено велетенськi порожнини. Найбiльшою з вiдомих на сьогоднi i порожнина в сузiр'i Волопаса (Bootes, Boo). Групи й скупчення галактик та порожнини тАФ приклади неоднорiдного розподiлу речовини у Всесвiтi: у масштабах мiльйонiв свiтлових рокiв зорянi системи розподiленi в Метагалактицi нерiвномiрно.

Надскупчення галактик. Мiсцеве надскупчення галактик

За сучасними уявленнями групи й скупчення галактик не i останньою ланкою в iiрархii систем галактик. Наступним ВлщаблемВ» iiрархiчноi ВлдрабиниВ» i надскупчення (або скупчення другого порядку) галактик. Структурними одиницями таких утворень i скупчення й групи галактик.

РЖще в першi десятилiття XX ст. деякi астрономи, серед яких шведський астроном К.Е. Лундмарк (1889тАФ1958), вказували на ймовiрнiсть iснування надскупчення галактик, до якого входить i Галактика. Проте гiпотеза про реальнiсть такоi велетенськоi надсистеми тодi не мала достатньо аргументiв. Уважаiться, що наявнiсть Мiсцевого надскупчення галактик довiв французький астроном Жерар Анрi де Вокулер (1918тАФ1995) на основi своiх дослiджень за 1953тАФ1956 pp. Вiн проаналiзував видимий розподiл галактик на небеснiй сферi та звернув увагу на явно виражену концентрацiю яскравих галактик уздовж великого кола небесноi сфери (велике коло небесноi сфери тАФ це уявна крива, утворена перетином небесноi сфери площиною, котра проходить через око спостерiгача). Вокулер пояснив цей факт тим, що iснуi велетенське сплющене надскупчення галактик, а Мiсцева група (i Галактика) розмiщена на значнiй вiддалi вiд його центра. Провiвши так званi пiдрахунки галактик, учений установив, що центр даного надскупчення розмiщений у напрямку на скупчення галактик у сузiр'i Дiви (див. вище). Вiн дiйшов висновку, що скупчення у сузiр'i Дiви i якщо не центром, то принаймнi одним iз основних згущень у центральнiй частинi Мiсцевоi надгалактики. Невдовзi Вокулер опублiкував статтю в одному з наукових журналiв (Astronomical Journal, vol. 58, Ν 30, 1953), де описав всi наявнi тодi докази на користь гiпотези про iснування Мiсцевого надскупчення галактик. Однак наведенi в згаданiй статтi аргументи були описовими та якiсними. Невдовзi Вокулер детально й кiлькiсно дослiдив видимий розподiл яскравих галактик на небеснiй сферi. На основi такого дослiдження Вокулер дiйшов висновку, що Мiсцева надгалактика охоплюi тисячi, а то й десятки тисяч галактик, а сильна сплюснутiсть названоi надсистеми вказуi на ii обертання. Обертання Мiсцевого надскупчення вiдбуваiться навколо центра, який збiгаiться зi скупченням галактик у сузiр'i Дiви. Обертання Мiсцевоi надгалактики диференцiйне, тобто рiзнi ii частини обертаються з рiзною швидкiстю: поблизу центра перiод обертання становить 50 млрд рокiв, а в зовнiшнiх областях тАФ 100тАФ200 млрд рокiв. Наша зоряна система теж бере участь у загальному обертаннi Мiсцевого надскупчення галактик.

Таким чином, Мiсцеве надскупчення галактик (або Мiсцева надгалактика) тАФ це фiзично реальна система, зв'язана силами гравiтацiйного притягання ii членiв. Воно охоплюi Мiсцеву групу галактик i близькi до нас скупчення зоряних систем. Мiсцева група галактик мiститься на периферii Мiсцевоi надгалактики. Згiдно з оцiнками загальна кiлькiсть галактик Мiсцевого надскупчення, не враховуючи карликових, становить близько 2-Ю4, а дiаметр його дорiвнюi майже 60 Мпк.

Астрономи вивчають динамiку Мiсцевоi надгалактики, зокрема дослiджують рух Мiсцевоi групи галактик у цiй надсистемi. Цiкавим i вивчення гравiтацiйного впливу скупчення галактик у сузiр'i Дiви на Мiсцеву групу галактик. РД вказiвки на те, що сили притягання мiж цими об'iктами здатнi сповiльнити, а то й зупинити iхнi взаiмне вiддалення. Ймовiрно й те, що пiсля цього Мiсцева група галактик почне рухатися у напрямку до скупчення в сузiр'i Дiви. Ще астрономи виявили, що Мiсцева група галактик рухаiться в напрямку на сузiр'я Гiдри (Hydra, Hya) зi швидкiстю приблизно 600 км/с. Це перемiщення Мiсцевоi групи галактик виявлено з аналiзу асиметрii мiкрохвильового фонового випромiнювання неба, виявленоi понад 10 рокiв тому. Щоб пояснити виявлений рух, ученi висунули гiпотезу про iснування велетенського скупчення зоряних систем, так званого Великого Атрактора, яке притягуi до себе Мiсцеву групу галактик. Сучаснi дослiдження вказують на те, що гiпотетичним Великим Атрактором може бути скупчення галактик пiд назвою АС03627, вiддалене вiд нас на 250 млн св. рокiв. Згiдно з оцiнками воно мiстить понад 103 галактик, а його маса перевищуi масу Галактики в 104 разiв. Це велетенське скупчення тАФ один iз основних факторiв, якi визначають рух Мiсцевоi групи галактик.

Мiсцеве надскупчення галактик тАФ не iдине у Всесвiтi. Уже виявлено декiлька десяткiв надскупчень, кожне з яких охоплюi десятки окремих великих скупчень зоряних систем. Типовi розмiри надскупчень галактик становлять 50тАФ100 Мпс. Проте поряд з надскупченнями у Всесвiтi виявлено й одиночнi скупчення галактик, тобто такi, що не входять до надскупчень.

В iiрархii космiчних утворень скупчення й надскупчення галактик тАФ це промiжнi об'iкти мiж галактиками й Метагалактикою. Метагалактикою називають частину Всесвiту, яка доступна сучасним засобам дослiджень. Вона охоплюi всi вiдомi тепер небеснi тiла. За сучасними уявленнями надгалакитики i складовими частинами Метагалактики.


Великомасштабна структура всесвiту. Розширення метагалактики

У дослiдженнi просторового розподiлу галактик та iхньоi еволюцii позагалактична астрономiя близько пiдходить до космологii тАФ галузi астрономii, яка вивчаi Всесвiт у цiлому. Космологiя грунтуiться на даних спостережень i теоретичних висновках, якi стосуються всiii охопленоi астрономiчними спостереженнями частини Всесвiту тАФ Метагалактики. Основним питанням космологii i питання щодо виникнення так званоi великомасштабноi структури Всесвiту, тобто розподiлу речовини у Всесвiтi в найбiльших масштабах. Таким чином, основну проблему космологii можна розумiти як питання про формування галактик, iхнiх груп, скупчень i надскупчень. У переважнiй частинi сучасних космологiчних моделей механiзмом виникнення великомасштабноi структури Всесвiту вважаiться гравiтацiйна нестiйкiсть речовини. Як припускають ученi, сучасна великомасштабна структура Всесвiту, яку спостерiгають астрономи, могла утворитися з флюктуацiй первинноi речовини внаслiдок гравiтацiйноi нестiйкостi. РЖз флюктуацiй густини галактичного масштабу сформувалися зорянi системи, а iз великомасштабних неоднорiдностей речовини утворилися багатi скупчення галактик i великi порожнини. У наш час у космологii поширено два альтернативних сценарii (моделi) утворення великомасштабноi структури Всесвiту. Це так званi сценарiй фрагментацii великомасштабних первинних неоднорiдностей речовини на галактики та сценарiй iiрархiчного скупчування галактик. Згiдно з останнiм галактики утворюються внаслiдок злиття об'iктiв меншоi маси. Для побудови ж узгодженоi зi спостереженнями, цiлiсноi теорii формування галактик та iхнiх угруповань потрiбно розв'язати цiлу низку питань, одне з яких тАФ природа так званоi темноi матерii.

Ми стисло розглянули проблему утворення великомасштабноi структури Всесвiту. Ще одна проблема космологii тАФ характер розширення Всесвiту. Розширення (нестацiонарнiсть) Метагалактики виявив 1929 ρ. Ε. Π. Хаббл на основi спостережень галактик. Учений встановив, що чим бiльша вiдстань г галактики вiд нас, тим з бiльшою радiальною (променевою) швидкiстю ν ця галактика вiддаляiться:

v = Нr,

де коефiцiiнт пропорцiйностi Я називаiться сталою Хаббла. Це так званий закон Хаббла (докладнiше про цей закон можна прочитати нижче у роздiлi ВлПам'ятнi дати в iсторii астрономiiВ»). Закон Хаббла точнiше виконуiться не для окремих галактик, а для iхнiх скупчень чи груп, оскiльки при цьому усереднюються iндивiдуальнi швидкостi окремих галактик скупчення. Закон Хаббла з високою точнiстю описуi рухи центрiв мас скупчень i груп галактик, а також перемiщення одиночних галактик (якi не входять до угруповань). Але в межах самих угруповань цей закон може не виконуватись. Ще Хаббл помiтив, що наведене вище спiввiдношення не справджуiться для галактик тАФ членiв Мiсцевоi групи. Це пояснюiться сильною гравiтацiйною взаiмодiiю мiж зоряними системами названого угруповання. Що ж до Мiсцевого надскупчення галактик, то його члени вiддаляються один вiд одного зi швидкiстю, трохи меншою, нiж за законом Хаббла. Таким чином, Мiсцева надгалактика розширюiться.

Ранiше вченi вважали, що розширення Всесвiту сповiльнюiться з часом унаслiдок гравiтацiйноi взаiмодii матерii. Проте недавно з'явилися докази того, що з часом розширення Метагалактики не сповiльнюiться, а прискорюiться. Такий висновок зроблено на основi спостережень наднових зiр у галактиках, вiддалених вiд нас на декiлька мiльярдiв свiтлових рокiв. Цi спостереження показали, що названi галактики вiддаляються вiд нас повiльнiше, нiж передбачаi закон Хаббла. Оскiльки швидкiсть свiтла (носiя iнформацii) скiнченна, то спостереження далеких обiктiв даi нам iнформацiю не про сучасний iхнiй стан, а про стан, у якому вони перебували давно. Отже, спостерiгаючи галактики, вiддаленi вiд нас на декiлька мiльярдiв свiтлових рокiв, астрономи дiзнаються про те, як розширювався Всесвiт декiлька мiльярдiв рокiв тому. Закон Хаббла ж показуi, як розширюiться Всесвiт тепер. Врахувавши це, ученi й дiйшли висновку, що з часом розширення Метагалактики прискорюiться. З другого боку, 2000 р. астрономи спостерiгали ще вiддаленiшу Наднову (на вiдстанi 10 млрд св. рокiв вiд нас). Цi спостереження показали, що названа зоря (а, отже, i галактика, якiй вона належить) вiддаляiться вiд нас швидше, нiж за законом Хаббла. Отже, на вiдмiну вiд вищеописаних спостережень, названi спостереження вказують на те, що розширення Всесвiту сповiльнюiться з часом. Таким чином, за спостереженнями об'iкта, вiддаленого вiд нас на 10 млрд св. рокiв, розширення Метагалактики сповiльнюiться, а за спостереженнями ближчих Наднових (декiлька мiльярдiв св. рокiв вiд нас) розширення Всесвiту, навпаки, прискорюiться. Проте деякi астрономи вважають, що цi висновки, в принципi, не суперечать один одному. Ученi припускають, що раннiй Всесвiт розширювався зi сповiльненням. А згодом, декiлька мiльярдiв рокiв тому, в Метагалактицi почали переважати сили вiдштовхування мiж тiлами, що спричинило ii розширення з прискоренням. Природа сил вiдштовхування поки що невiдома.

У Всесвiтi галактик тАФ не злiчить, РЖ кожна з них тАФ то загадковий свiт. Свiти далекi.. Навiть промiнь мчить Вiд них до нас мiльйони й бiльше лiт. РЖ велич цих свiтiв дивуi нас, Та вабить i захоплюi щоднини: Який там простiр, як там плине час, Куди летять галактики невпинно?

Вместе с этим смотрят:


Aerospace industry in the Russian province


РЖсторiя ракетобудування Украiни


Авиационно-космические отрасли в российской провинции


Аналiз гiпотез виникнення Землi i Сонячноi системи


Антропний принцип у Всесвiтi