Teoriye Giriş. Galaksilerin uzaydaki dağılımı 1, galaksilerin evrendeki uzaysal dağılımını tanımlar

Galaksiler uzayda nasıl dağılır?

Bu dağılımın son derece dengesiz olduğu ortaya çıktı. Çoğu kümelerin parçasıdır. Galaksi kümeleri, özellikleri açısından galaksilerin kendisi kadar çeşitlidir. Tanımlarına en azından bir miktar düzen getirmek için gökbilimciler bunların çeşitli sınıflandırmalarını ortaya çıkardılar. Bu gibi durumlarda her zaman olduğu gibi hiçbir sınıflandırmanın tamamlanmış olduğu düşünülemez. Amacımız açısından kümelerin düzenli ve düzensiz olmak üzere iki türe ayrılabileceğini söylemek yeterlidir.

Düzenli kümelerin kütleleri genellikle çok büyüktür. Şekilleri küreseldir ve onbinlerce galaksi içerirler. Kural olarak, tüm bu galaksiler eliptik veya mercek şeklindedir. Merkezde bir veya iki dev eliptik gökada bulunmaktadır. Bize en yakın düzenli küme, Berenices'in Saçı takımyıldızı yönünde, yaklaşık üç yüz milyon ışıkyılı uzaklıkta olup, on milyon ışıkyılından daha büyük bir genişliğe sahiptir. Bu kümedeki galaksiler birbirlerine göre saniyede yaklaşık bin kilometre hızla hareket ederler.

Düzensiz kümelerin kütleleri çok daha mütevazıdır. İçlerindeki galaksilerin sayısı normal kümelerdekinden onlarca kat daha azdır ve bunlar her türden galaksidir. Şekilleri düzensizdir; kümenin içinde ayrı gökada kümeleri vardır.

Düzensiz kümeler çok küçük olabileceği gibi birkaç gökadadan oluşan küçük gruplar da olabilir.

Son zamanlarda, Estonyalı astrofizikçiler J. Einasto, A. Saar, M. Jõevaer ve diğer Amerikalı uzmanlar P. Peebles, O. Gregory, L. Thompson tarafından yapılan çalışmalar, galaksilerin dağılımındaki en büyük ölçekli homojensizliklerin "hücresel" olduğunu göstermiştir. doğa. “Hücre duvarlarında” çok sayıda galaksi ve onların kümeleri var ama içeride boşluk var. Hücrelerin boyutları yaklaşık 300 milyon ışıkyılıdır, duvarların kalınlığı ise 10 milyon ışıkyılıdır. Bu hücresel yapının düğüm noktalarında büyük gökada kümeleri bulunmaktadır. Bireysel hücresel parçalar

üstküme adını verdiğim yapılar. Üstkümeler genellikle iplikler veya erişteler gibi oldukça uzun bir şekle sahiptir. Ve daha da ilerisi?

Burada yeni bir durumla karşı karşıyayız. Şimdiye kadar gittikçe daha karmaşık hale gelen sistemlerle karşılaştık: küçük sistemler büyük bir sistem oluşturuyor, bu büyük sistemler sırayla birleşerek daha da büyük bir sistem oluşturuyor vb. Yani Evren bir Rus yuvalama bebeğine benziyordu. Küçük bir yuvalama bebeği, daha da büyük olanın içinde olan büyük bir bebeğin içindedir. Evrendeki en büyük iç içe geçen bebeğin olduğu ortaya çıktı! "Erişte" ve "hücreler" şeklindeki büyük ölçekli yapı artık daha büyük sistemler halinde bir araya getirilmiyor, ancak ortalama olarak Evrenin alanını eşit şekilde dolduruyor. En büyük ölçeklerde (üç yüz milyon ışık yılından fazla) Evrenin özellikleri bakımından aynı - homojen olduğu ortaya çıkıyor. Bu çok önemli bir özelliktir ve Evrenin gizemlerinden biridir. Bazı nedenlerden dolayı, nispeten küçük ölçeklerde çok büyük madde yığınları vardır - gök cisimleri, onların sistemleri, giderek karmaşıklaşan, galaksilerin üstkümelerine kadar, ancak çok büyük ölçeklerde yapı kaybolur. Sahildeki kum gibi. Yakından bakıldığında tek tek kum taneleri, uzaktan bakıldığında ise geniş bir alanı kaplayan homojen bir kum kütlesi görülür.

Ne Evren homojendir mesafelere kadar izini sürmeyi başardı on milyar ışık yılı!

Homojenlik bilmecesini çözmeye daha sonra döneceğiz ama şimdilik muhtemelen okuyucunun aklına gelmiş olan soruya dönelim. Galaksilere ve sistemlerine olan bu kadar büyük mesafeleri ölçmek ve onların kütleleri ve galaksilerin hareket hızları hakkında güvenle konuşmak nasıl mümkün olabiliyor?

Novikov kimliği.

Parlaklığı giderek azalan nesneler arasında yıldızların sayısı hızla artıyor. Böylece G.'nin 12. kadirden daha parlak olduğu bilinmektedir. 250, 15. - zaten yakl. 50 bin, 6 metrelik bir teleskopla kapasitesinin sınırında fotoğraflanabilecek coğrafyaların sayısı ise milyarlarcadır. Bu anlamına gelir. çoğu şehrin uzaklığı.

Galaksi dışı astronomi, yıldız sistemlerinin boyutlarını, kütlelerini, yapısını, optik, kızılötesi, x-ışını özelliklerini inceler. ve radyo emisyonları. Jeolojinin mekansal dağılımının incelenmesi, Evrenin büyük ölçekli yapısını ortaya koymaktadır (Evrenin gözlemlenebilir kısmının jeoloji dünyası olduğunu söyleyebiliriz). Gazların uzaysal dağılımının ve bunların galaksi dışı evrim yollarının incelenmesinde. astronomi, bir bütün olarak Evrenin bilimi olan kozmoloji ile birleşir.

Galaksi dışının en önemlilerinden biri. astronomide gezegene olan mesafeyi belirleme sorunu devam etmektedir.En yakın gezegenlerde sabit parlaklıktaki en parlak yıldızların (süper devler) bulunması nedeniyle bu gezegenlere olan mesafeleri belirlemek mümkün olmuştur. Süperdev yıldızları bile ayırt etmenin imkansız olduğu gezegenlerde mesafeler başka şekillerde tahmin edilir (bkz.).

1912'de Ömer. gökbilimci V. Slifer, G.'nin dikkate değer bir özelliğini keşfetti: uzak G.'nin spektrumunda tüm spektrum. gözlemciye göre sabit olan kaynakların spektrumundaki aynı çizgilerle (sözde çizgiler) karşılaştırıldığında çizgilerin uzun dalga (kırmızı) uca kaydırıldığı ortaya çıktı. 1929'da Amerika. gökbilimci E. Hubble, Dünya'ya olan mesafeleri ve bunların kırmızıya kaymalarını karşılaştırarak, ikincisinin ortalama olarak mesafelerle doğru orantılı olarak büyüdüğünü keşfetti (bkz.). Bu yasa, gökbilimcilere kırmızıya kaymaya dayalı olarak Dünya'ya olan mesafeleri belirlemede etkili bir yöntem sağladı. Binlerce ve yüzlerce G'nin kırmızıya kayması ölçüldü.

Gazlara olan mesafelerin ve gökyüzündeki konumlarının belirlenmesi, tek ve çift gazların, gaz gruplarının, büyük kümelerinin ve hatta küme bulutlarının (üst kümeler) bulunduğunu tespit etmeyi mümkün kıldı. Evlenmek. gruplar ve kümeler halinde şehirler arasındaki mesafeler çoktur. yüzlerce adet; bu, en büyük G. Avg'nin yaklaşık 10-20 katı büyüklüğündedir. gaz grupları, tek gazlar ve çoklu sistemler arasındaki mesafeler 1-2 Mpc, kümeler arasındaki mesafeler ise onlarca Mpc'dir. Böylece gazlar uzayı galaksi içi yıldızlara göre daha yüksek bir bağıl yoğunlukla doldurur. uzay (yıldızlar arasındaki mesafeler çaplarından ortalama 20 milyon kat daha fazladır).

Radyasyon gücüne bağlı olarak G. birkaç parçaya ayrılabilir. parlaklık sınıfları En geniş parlaklık aralığı eliptiklerde gözlenir. G., belirli G. kümelerinin orta bölgelerinde sözde. parlaklık (mutlak büyüklük - 24 m, parlaklık ~10 45 erg/s) ve kütle () açısından rekor kıran cD gökadaları. Ve Yerel G Grubumuzda bir eliptik bulundu. G. düşük parlaklık (-14 ila -6 m arası mutlak değerler, yani parlaklık ~10 41 -10 38 erg/s) ve kütle (10 8 -10 5). Spiral G.'de aralık abs'dir. Yıldız büyüklükleri -22 ila -14 m arasında değişir, parlaklıklar - 10 44 ila 10 41 erg/s, kütle aralığı 10 12 -10 8 arasındadır. Abs'de yanlış G.. daha zayıf büyüklükler - 18 m, parlaklıkları 10 43 erg/s, kütledir.

Galaksinin merkez bölgesinde genç yıldızların oluşumu halen devam etmektedir. Dönme momentumu olmayan gaz galaksinin merkezine doğru düşer. 2. nesil küresel yıldızlar burada doğuyor. Galaksinin çekirdeğini oluşturan alt sistemler. Ancak gaz küçük kümelere ayrıştığı için çekirdekte süperdev yıldızların oluşması için uygun koşullar yoktur. Nadir durumlarda, gaz çevreye tork aktardığında ve yüzlerce ve binlerce güneş kütlesi ağırlığında devasa bir cisim halinde sıkıştırıldığında, bu süreç başarılı bir şekilde sona ermez: gazın sıkıştırılması istikrarlı bir yıldızın oluşumuna yol açmaz. , meydana gelebilir ve meydana gelir. Çökmeye maddenin bir kısmının galaktik bölgeden fırlatılması eşlik ediyor. çekirdekler (bkz.).

Spiral bir gaz ne kadar büyükse, yerçekimi o kadar güçlü olur ve sarmal kolları sıkıştırır; dolayısıyla büyük gazların kolları daha incedir, daha fazla yıldız ve daha az gaz vardır (daha fazla yıldız oluşur). Örneğin dev bulutsu M81'de ince sarmal kollar görünürken, orta büyüklükte bir sarmal olan M33 bulutsusu'nda kollar çok daha geniştir.

Sarmal yıldızların türüne bağlı olarak farklı yıldız oluşum oranları da vardır. En yüksek hız Sc tipi içindir (yılda yaklaşık 5), en düşük hız ise Sa içindir (yılda yaklaşık 1). İlkindeki yüksek yıldız oluşum oranı, görünüşe göre galaktik yıldızlardan gelen gaz tedarikiyle de ilişkilidir. taç

Eliptik yıldız sistemlerinde evrimsel yol daha basit olmalıdır. En başından beri içlerindeki madde önemli bir tork ve manyetizmaya sahip değildi. alan. Bu nedenle, evrim süreci sırasındaki sıkıştırma, bu tür sistemlerde gözle görülür bir dönüşe ve manyetik artışa yol açmadı. alanlar. Bu sistemlerdeki gazların tamamı en başından beri küresel yıldızlara dönüştü. alt sistemler. Sonraki evrim sırasında yıldızlar, sistemin merkezine batan ve aynı kürenin yeni nesil yıldızlarının oluşumuna giden gazı püskürttüler. alt sistemler. Eliptikte yıldız oluşum hızı. G., maddenin yıldızlardan eliptik maddeye çıkışından bu yana, gelişmiş yıldızlardan, özellikle de süpernovalardan gelen gaz giriş hızına eşit olmalıdır. G. önemsiz. Eliptik bir bisikletteki yıldızlardan yıllık gaz kaybı. G.'nin kütlesi 10 11 olan galaksi başına ~0,1 olarak hesaplanmıştır. Hesaplamalardan orta kısımların eliptik olduğu da anlaşılmaktadır. Genç yıldızların varlığı nedeniyle G.'nin G'nin çevre bölgelerine göre daha mavi olması gerekir. Ancak bu gözlenmez. Önemli olan bunun ne anlama geldiğidir. ortaya çıkan gazın bir kısmı eliptik içine. Gaz, süpernova patlamaları sırasında ortaya çıkan sıcak rüzgar tarafından üflenir ve gaz kümelerinde de oldukça yoğun, sıcak galaksiler arası hava tarafından üflenir. Yakın zamanda X-ışını tarafından keşfedilen gaz. radyasyon.

Aynı türdeki çok sayıda yıldızdaki farklı nesillerdeki yıldızların sayısını karşılaştırarak, onların olası evrim yollarını belirlemek mümkündür. Yaşlı yıldızlarda yıldızlararası gaz rezervlerinin tükenmesi ve bunun sonucunda yeni nesil yıldızların oluşum oranında ve toplam yıldız sayısında azalma meydana gelir. Ancak yıldızların evriminin son aşamalarından birini temsil eden çok sayıda küçük boyutlu süper yoğun yıldız içerirler. Bu, gezegenlerin yaşlanmasıdır.Evrimlerinin başlangıcında, gezegenlerin daha büyük genç yıldızlar içerdikleri için görünüşe göre daha yüksek bir parlaklığa sahip oldukları belirtilmelidir. Prensip olarak, bir gezegenin parlaklığındaki evrimsel değişiklikleri, ışığın milyarlarca yıl boyunca yol aldığı yakın ve çok uzak gezegenlerin parlaklıklarını karşılaştırarak belirlemek mümkündür.

Galaksi dışı astronomi, gaz kümelerinin ortaya çıkışıyla, özellikle de neden küresel olduğuyla ilgili sorulara henüz kesin bir cevap vermedi. kümelere eliptik olanlar hakimdir. ve mercek şeklindeki sistemler. Görünüşe göre küresel bulutlar, dönme momentumu olmayan nispeten küçük gaz bulutlarından oluşmuştu. eliptik ağırlıklı kümeler ve aynı zamanda düşük torka sahip mercek şeklindeki sistemler. Ve önemli bir dönme momentine sahip olan büyük gaz bulutlarından, Başak Üstkümesi'ne benzer şekilde gaz kümeleri ortaya çıktı. Burada, gazların oluşturulduğu ayrı gaz kümeleri arasında torkun dağıtımı için daha fazla seçenek vardı ve bu nedenle bu tür kümelerde spiral sistemler daha yaygındır.

Gazın kümeler ve gruplar halinde evriminin bir takım özellikleri vardır. Hesaplamalar, gazların çarpışması sırasında genişleyen gaz koronalarının "soyulması" ve grubun veya kümenin tüm hacmine dağılması gerektiğini göstermiştir. Bu galaksiler arası gaz, yüksek sıcaklıktaki X-ışını ile tespit edildi. Gaz kümelerinden gelen radyasyon Buna ek olarak, kümelerin devasa üyeleri, diğerleri arasında hareket ederek "dinamik sürtünme" yaratırlar: yerçekimi ile komşu gazları sürüklerler, ancak karşılığında frenleme yaşarlar. Görünüşe göre Yerel Coğrafyalar Grubunda Macellan Çayı bu şekilde oluşmuştur.Bazen bir kümenin merkezinde yer alan devasa Coğrafyalar, yalnızca içinden geçen Coğrafyaların gaz koronalarını “sökmekle” kalmaz, aynı zamanda “ziyaretçi” yıldızları da yakalar. Özellikle devasa halelere sahip cD galaksilerinin onları bu kadar "yamyam" bir şekilde oluşturduğu varsayılmaktadır.

Mevcut hesaplamalara göre 3 milyar yıl sonra Galaksimiz de bir “yamyam” haline gelecek: Kendisine yaklaşan Büyük Macellan Bulutu'nu emecek.

Metagalaksi ölçeğinde maddenin tekdüze dağılımı, Metagalaksi'nin tüm kısımlarındaki madde ve uzayın aynılığını (homojenlik) ve bunların tüm yönlerde aynılığını (izotropi) belirler. Metagalaxy'nin bu önemli özellikleri görünüşe göre modern zamanların karakteristik özelliğidir. Ancak Metagalaksi'nin halleri geçmişte, genişlemenin en başında, madde ve uzayın anizotropisi ve heterojenliği mevcut olabilirdi. Metagalaksi'nin geçmişteki anizotropi ve homojensizliğinin izlerini araştırmak, gökbilimcilerin henüz yeni yaklaştığı, galaksi dışı astronominin karmaşık ve acil bir sorunudur.

Tipik olarak galaksiler, bir düzine üye içeren küçük gruplar halinde meydana gelir ve genellikle yüzlerce ve binlerce galaksiden oluşan geniş kümeler halinde birleşir. Galaksimiz, üç dev sarmal galaksinin (Galaksimiz, Andromeda Bulutsusu ve Üçgen Bulutsusu) yanı sıra en büyüğü Macellan Galaksisi olan 15'ten fazla cüce eliptik ve düzensiz galaksiyi içeren Yerel Grup olarak adlandırılan grubun bir parçasıdır. Bulutlar. Ortalama olarak galaksi kümelerinin boyutları yaklaşık 3 Mpc'dir. Bazı durumlarda çapları 10−20 Mpc'yi aşabilir. Açık (düzensiz) ve küresel (düzenli) kümelere ayrılırlar. Açık kümelerin düzenli bir şekli yoktur ve bulanık hatları vardır. İçlerindeki galaksiler merkeze doğru çok zayıf bir şekilde yoğunlaşmıştır. Devasa açık kümeye bir örnek, Başak takımyıldızındaki (241) bize en yakın gökada kümesidir. Gökyüzünde yaklaşık 120 metrekare kaplar. derecedir ve çoğu sarmal olan birkaç bin gökada içerir. Bu kümenin merkezine olan mesafe yaklaşık 11 Mpc'dir. Küresel gökada kümeleri, açık gökada kümelerinden daha kompakttır ve küresel simetriye sahiptir. Üyeleri gözle görülür şekilde merkeze doğru yoğunlaşmıştır. Küresel kümeye bir örnek, birçok eliptik ve merceksi gökadayı içeren Berenices'in Saçı takımyıldızındaki gökada kümesidir (242). Çapı neredeyse 12 derecedir. Fotografik kadir 19'dan daha parlak yaklaşık 30.000 gökada içerir. Küme merkezine uzaklık yaklaşık 70 Mpc'dir. Pek çok zengin gökada kümesi, doğası büyük olasılıkla bireysel gökadaların koronalarına benzer şekilde sıcak gökadalar arası gazın varlığıyla ilişkilendirilen güçlü, genişletilmiş X-ışını radyasyonu kaynaklarıyla ilişkilidir. Galaksi kümelerinin de eşit olmayan bir şekilde dağıldığına inanmak için nedenler var. Bazı araştırmalara göre, etrafımızı saran gökada kümeleri ve grupları görkemli bir sistem, yani Süpergalaksi oluşturuyor. Bu durumda, tek tek galaksiler görünüşe göre Süpergalaksi'nin ekvator düzlemi olarak adlandırılabilecek belirli bir düzleme doğru yoğunlaşıyor. Az önce bahsettiğimiz Başak takımyıldızındaki gökada kümesi böyle dev bir sistemin merkezinde yer alıyor. Süpergalaksimizin kütlesi yaklaşık 1015 güneş kütlesi, çapı ise yaklaşık 50 Mpc olmalıdır. Ancak bu tür ikinci dereceden gökada kümelerinin varlığının gerçekliği şu anda tartışmalıdır. Varsa, o zaman yalnızca Evrendeki galaksilerin dağılımında zayıf bir şekilde ifade edilen bir homojensizlik olarak, çünkü aralarındaki mesafeler boyutlarını biraz aşabilir.

Hızlı incelememize Evrenin mevcut durumu (daha doğrusu gözlemlenebilir kısmı) hakkında kısa bir tartışmayla başlayacağız.

1.2.1. Homojenlik ve izotropi

Büyük ölçeklerde, modern Evrenin görünür kısmı homojen ve izotroptur. Evrendeki en büyük yapıların boyutları - galaksilerin üstkümeleri ve dev "boşluklar" (boşluklar) - onlarca megaparsek'e ulaşır. Evrenin 100 Mpc veya daha fazla büyüklükteki bölgelerinin tümü aynı görünürken (homojenlik), Evrende ayırt edici yönler yoktur (izotropi). Bu gerçekler, yüzbinlerce galaksinin gözlemlendiği derinlemesine araştırmalar sonucunda artık kesin olarak ortaya konmuştur.

20'den fazla üstküme bilinmektedir.Yerel Grup, merkezi Başak Kümesi'nde bulunan bir üstkümenin parçasıdır. Üstkümenin boyutu yaklaşık 40 Mpc'dir ve Başak kümesine ek olarak Suyılanı ve Erboğa takımyıldızlarından gelen kümeleri de içerir. Bu en büyük yapılar zaten oldukça "gevşek": içlerindeki galaksilerin yoğunluğu ortalamanın yalnızca 2 katı. Berenices'in Saçı takımyıldızında bulunan bir sonraki üstkümenin merkezi yaklaşık yüz megaparsek uzaktadır.

Şu anda, galaksilerin ve kuasarların en büyük kataloğu olan SDSS (Sloan Digital Sky Survey) kataloğunu derleme çalışmaları devam etmektedir. 5 frekans aralığında (ışık dalga boyları $\lambda = 3800-9200 A$, görünür aralık) 640 nesnenin spektrumunu aynı anda ölçebilen 2,5 metrelik bir teleskop kullanılarak elde edilen verilere dayanmaktadır. Bu teleskopun iki yüz milyondan fazla astronomik nesnenin konumunu ve parlaklığını ölçmesi ve 10^6$'dan fazla galaksiye ve 10^5$'dan fazla kuasarın mesafelerini belirlemesi gerekiyordu. Toplam gözlem alanı gök küresinin neredeyse dörtte birini oluşturuyordu. Bugüne kadar deneysel verilerin çoğu işlendi ve bu da yaklaşık 675 bin galaksinin ve 90 binden fazla kuasarın spektrumunun belirlenmesini mümkün kıldı. Sonuçlar Şekil 2'de gösterilmektedir. Erken SDSS verilerini gösteren 1.1: gök küresinin 500 derece karelik bir alanında keşfedilen 40 bin galaksinin ve 4 bin kuasarın konumları. Galaksi kümeleri ve boşluklar açıkça görülebiliyor, Evrenin izotropisi ve homojenliği 100 Mpc ve daha büyük ölçeklerde görünmeye başlıyor. Noktanın rengi nesnenin türünü belirler. Bir türün veya diğerinin baskınlığı, genel olarak konuşursak, yapıların oluşum ve evrim süreçleriyle belirlenir - bu asimetri mekansal değil zamansaldır.

Aslında, parlak kırmızı eliptik galaksilerin (Şekil 1.1'deki kırmızı noktalar) dağılımında maksimum olan 1,5 Gpc'lik mesafeden ışık, yaklaşık 5 milyar yıl boyunca Dünya'ya seyahat etti. O zaman Evren farklıydı (örneğin Güneş sistemi henüz mevcut değildi).

Bu zamansal evrim, geniş mekansal ölçeklerde fark edilebilir hale gelir. Gözlem nesnelerini seçmenin bir başka nedeni, kayıt cihazlarında bir hassasiyet eşiğinin bulunmasıdır: büyük mesafelerde yalnızca parlak nesneler kaydedilir ve Evrendeki sürekli ışık yayan en parlak nesneler kuasarlardır.

Pirinç. 1.1. SDSS verilerine göre galaksilerin ve kuasarların uzaysal dağılımı. Yeşil noktalar, parlaklığı belirli bir değeri aşan tüm galaksileri (belirli bir katı açıda) gösterir. Kırmızı noktalar, oldukça homojen bir popülasyon oluşturan, uzak kümelerdeki en parlak gökadaları gösterir; eşlik eden referans çerçevesinde, spektrumları sıradan galaksilere kıyasla kırmızı bölgeye kaymıştır. Açık mavi ve mavi noktalar normal kuasarların yerlerini gösteriyor. h parametresi yaklaşık 0,7

1.2.1. Eklenti

Evren genişliyor: galaksiler birbirlerinden uzaklaşıyor (Elbette bu aynı kümede bulunan ve birbirlerine yerçekimsel olarak bağlı galaksiler için geçerli değil; birbirlerinden yeterince uzakta olan galaksilerden bahsediyoruz). Mecazi anlamda konuşursak, uzay homojen ve izotropik kalırken gerilir ve bunun sonucunda tüm mesafeler artar.

Bu genişlemeyi tanımlamak için zamanla artan $a(t)$ ölçek faktörü kavramı tanıtılmıştır. Evrendeki iki uzak nesne arasındaki mesafe $a(t)$ ile orantılıdır ve parçacık yoğunluğu $^(-3)$ kadar azalır. Evrenin genişleme hızı, yani. Hubble parametresi $$ H(t)=\frac(\dot(a)(t))(a(t)) $$ ile karakterize edilen birim zaman başına mesafelerdeki göreceli artış

Hubble parametresi zamana bağlıdır; Modern anlamı için her zamanki gibi $H_0$ gösterimini kullanıyoruz.

Evrenin genişlemesi nedeniyle uzak geçmişte yayılan bir fotonun dalga boyu da artıyor. Tüm mesafelerde olduğu gibi dalga boyu da $a(t) ile orantılı olarak artar. Bunun sonucunda foton kırmızıya kayma yaşar. Niceliksel olarak, kırmızıya kayma z, emisyon anında ve soğurma anında foton dalga boylarının oranıyla ilgilidir $$ \frac(\lambda_(abs))(\lambda_(em))=1+z,\, \,\,\,\, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.3) $$ burada $_(abs)$ emilimdir, $_(em)$ emisyon.

Elbette bu oran fotonun ne zaman yayıldığına bağlıdır (bugün Dünya'da absorbe edildiğini varsayarsak), yani. kaynak ile Dünya arasındaki mesafe. Kırmızıya kayma doğrudan ölçülebilir bir miktardır: emisyon anındaki dalga boyu, sürecin fiziği tarafından belirlenir (örneğin, bu, bir hidrojen atomunun ilk uyarılmış durumdan zemine geçişi sırasında yayılan fotonun dalga boyudur) durumu) ve $\lambda_(abs)$ doğrudan ölçülür. Böylece, bir dizi emisyon (veya soğurma) çizgisi tanımlanarak ve bunların ne kadar kırmızıya kaydığı belirlenerek, kaynağın kırmızıya kayması ölçülebilir.

Gerçekte tanımlama, aynı anda birden fazla çizgi boyunca gerçekleştirilir; bu, çoğunlukla şu veya bu türden nesnelerin karakteristik özelliğidir (bkz. Şekil 1.2). Spektrumda soğurma çizgileri bulunursa (Şekil 1.2'deki spektrumda olduğu gibi boşluklar), bu, kırmızıya kaymanın belirlendiği nesnenin radyasyon kaynağı (örneğin bir kuasar) ile gözlemci arasında yer aldığı anlamına gelir ( Çok spesifik frekanslardaki fotonlar, atomlarda ve iyonlarda rezonans soğurulmasına maruz kalır (ardından izotropik yeniden emisyon), bu da radyasyon yoğunluğu spektrumunda gözlemciye doğru düşüşlere yol açar. Spektrumda emisyon çizgileri (spektrumdaki zirveler) tespit edilirse, nesnenin kendisi bir yayıcıdır.

Pirinç. 1.2. Uzak galaksilerin spektrumlarındaki soğurma çizgileri. Üstteki diyagram uzak (z = 2,0841) bir galaksiden diferansiyel enerji akışı ölçümlerinin sonuçlarını göstermektedir. Dikey çizgiler, tanımlanması galaksinin kırmızıya kaymasını belirlemeyi mümkün kılan atomik soğurma çizgilerinin konumunu gösterir. Daha yakın galaksilerin spektrumlarında bu çizgiler daha iyi ayırt edilebilir. Bu tür galaksilerin spektrumlarını gösteren, kırmızıya kaymayı hesaba katan referans çerçevesine hali hazırda getirilmiş bir diyagram, alttaki şekilde gösterilmektedir.

$z\ll 1$ için Hubble yasası geçerlidir $$ z=H_0 r,\,\,\, z\ll 1, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \, \,\,\,\, (1.4) $$ burada $r$ kaynağa olan mesafedir ve $H_0$ Hubble parametresinin mevcut değeridir. Büyük z'de mesafenin kırmızıya kaymaya bağımlılığı daha karmaşık hale gelir ve bu konu ayrıntılı olarak tartışılacaktır.

Uzak kaynaklara olan mutlak mesafeleri belirlemek çok zor bir konudur. Yöntemlerden biri, parlaklığı önceden bilinen uzak bir nesneden gelen foton akışını ölçmektir. Astronomideki bu tür nesnelere bazen denir standart mumlar .

$H_0$'ın belirlenmesindeki sistematik hatalar çok iyi bilinmemektedir ve görünüşe göre oldukça büyüktür. Hubble'ın bizzat kendisi tarafından 1929'da belirlenen bu sabitin değerinin 550 km/(s · Mpc) olduğunu belirtmek yeterlidir. Hubble parametresini ölçmenin modern yöntemleri şunu verir: $$ H_0=73_(-3)^(+4)\frac(km)(c\cdot Mpc). \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1,5) $$

(1.5)'te yer alan Hubble parametresinin geleneksel ölçü biriminin anlamını açıklayalım. Hubble yasasının (1.4) saf bir yorumu, kırmızıya kaymanın, galaksilerin Dünya'dan galaksilere olan uzaklıklarıyla orantılı hızlarla radyal hareketinden kaynaklandığıdır, $$ v=H_0r,\,\,\, v\ll 1 , \,\,\ ,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.6) $$

Daha sonra kırmızıya kayma (1.4), uzunlamasına bir Doppler etkisi olarak yorumlanır ($v\ll c$'da, yani doğal birimlerde $v\ll 1$, Doppler kayması $z=v$). Bu bağlamda, $H_0$ Hubble parametresine [hız/mesafe] boyutu atanır. Kozmolojik kırmızıya kaymanın Doppler etkisi açısından yorumlanmasının gerekli olmadığını, bazı durumlarda yetersiz olduğunu vurguluyoruz. (1.4) bağıntısını yazıldığı biçimde kullanmak en doğrudur. $H_0$ miktarı geleneksel olarak şu şekilde parametrelendirilir: $$ H_0=h\cdot 100\frac(km)(c\cdot Mpc), $$ burada h, birlik mertebesinde boyutsuz bir miktardır (bkz. (1.5)) , $$ h= 0.73_(-0.03)^(+0.04) $$ Daha sonraki tahminlerde $h = 0.7$ değerini kullanacağız.

Pirinç. 1.3. Uzak Sefeidlerin gözlemlerinden oluşturulan Hubble diyagramı. Düz çizgi, bu gözlemler sonucunda belirlenen $H_0$ = 75 km/(s · Mpc) parametresiyle Hubble yasasını göstermektedir. Kesikli çizgiler Hubble sabitinin değerindeki deneysel hatalara karşılık gelir

Hubble parametresini ölçmek için Sefeidler geleneksel olarak standart mumlar olarak kullanılır; değişken yıldızlar, değişkenliği bilinen bir şekilde parlaklıkla ilişkilidir. Bu bağlantı, örneğin Macellan Bulutları gibi bazı kompakt yıldız oluşumlarındaki Cepheidleri inceleyerek ortaya çıkarılabilir. Tek bir kompakt formasyon içindeki tüm Sefeidlere olan mesafeler iyi bir doğruluk derecesiyle aynı kabul edilebildiğinden, bu tür nesnelerin gözlemlenen parlaklıklarının oranı, parlaklıklarının oranına tam olarak eşittir. Sefe titreşimlerinin periyodu bir günden birkaç on güne kadar değişebilir ve bu süre zarfında parlaklık birkaç kez değişir. Gözlemlerin bir sonucu olarak, parlaklığın nabız periyoduna bağımlılığı oluşturuldu: yıldız ne kadar parlaksa, nabız periyodu da o kadar uzundu.

Sefeidler - devler ve süperdevler, böylece Galaksinin sınırlarının çok ötesinde gözlemlenebilirler. Uzak Sefeidlerin spektrumu incelendikten sonra kırmızıya kayma, formül (1.3) kullanılarak bulunur ve zamanın gelişimi incelenerek parlaklık titreşimlerinin periyodu belirlenir. Daha sonra değişkenliğin parlaklığa bilinen bağımlılığı kullanılarak nesnenin mutlak parlaklığı belirlenir ve ardından nesneye olan mesafe hesaplanır, ardından formül (1.4) kullanılarak Hubble parametresinin değeri elde edilir. İncirde. Şekil 1.3 bu şekilde elde edilen Hubble açıklığını göstermektedir; kırmızıya kaymanın mesafeye bağımlılığı.

Cepheidlere ek olarak, Tip 1a süpernovaları gibi standart mum olarak kullanılan başka parlak nesneler de vardır.

1.2.3. Evrenin ömrü ve gözlemlenebilir kısmının boyutu

Hubble parametresinin aslında $$ boyutu vardır, dolayısıyla modern Evren $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot \frac(1)(100)\frac(km)( zaman ölçeğiyle karakterize edilir. c\cdot Mpc)=\ frac 1h\cdot 3\cdot 10^(17)c=\frac 1h\cdot 10^(10)\approx 1,4\cdot 10^(10) yıl. $$ ve kozmolojik uzaklık ölçeği $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot 3000 Mpc \approx 4,3\cdot 10^3 Mpc. $$

Kabaca söylemek gerekirse, Evren'in büyüklüğü yaklaşık 10 milyar yıl içinde iki katına çıkacak; Bizden yaklaşık 3000 Mpc uzaklıkta bulunan galaksiler, ışık hızıyla karşılaştırılabilecek hızlarda bizden uzaklaşıyor. $H_0^(-1)$ zamanının büyüklük sırasına göre Evren'in yaşıyla çakıştığını ve $H_0^(-1)$ mesafesinin Evrenin görünür kısmının boyutuyla çakıştığını göreceğiz. Gelecekte Evrenin yaşı ve görünür kısmının büyüklüğü hakkındaki fikirlerimizi geliştireceğiz. Burada, Evrenin evriminin geçmişe doğru basit bir şekilde tahmin edilmesinin (klasik genel görelilik teorisinin denklemlerine göre), klasik kozmolojik evrimin başladığı Büyük Patlama anı fikrine yol açtığını not ediyoruz; o zaman Evren'in ömrü Büyük Patlama'dan bu yana geçen süredir ve görünen kısmın boyutu (ufuğun boyutu), ışık hızıyla hareket eden sinyallerin Büyük Patlama'dan bu yana kat ettiği mesafedir. Üstelik tüm Evrenin boyutu ufkun boyutunu önemli ölçüde aşıyor; klasik genel görelilik teorisinde Evrenin uzaysal boyutu sonsuz olabilir.

Kozmolojik verilerden bağımsız olarak, Evrenin $t_0$ yaşına ilişkin gözlemsel alt sınırlar mevcuttur. Çeşitli bağımsız yöntemler, limitlerin $t_0\gtrsim 14$ milyar yıl $=1.4\cdot 10^(10)$ seviyesinde kapanmasına yol açmaktadır.

İkinci kısıtlamanın elde edildiği yöntemlerden biri beyaz cücelerin parlaklık dağılımının ölçülmesidir. Kütleleri kabaca Güneş'in kütlesine eşit olan yüksek yoğunluklu kompakt yıldızlar olan beyaz cüceler, radyasyon yoluyla soğumanın bir sonucu olarak yavaş yavaş sönükleşir. Galakside çeşitli parlaklıklarda beyaz cüceler bulunur, ancak belirli bir düşük parlaklıktan başlayarak beyaz cücelerin sayısı keskin bir şekilde düşer ve bu düşüş gözlem ekipmanının hassasiyetiyle ilgili değildir. Bunun açıklaması, en yaşlı beyaz cücelerin bile henüz bu kadar soluklaşacak kadar soğumadıklarıdır. Soğuma süresi, yıldız soğurken enerji dengesi incelenerek belirlenebilir. En yaşlı beyaz cücelerin yaşı olan bu soğuma süresi, Galaksinin ve dolayısıyla tüm Evrenin ömrünün alt sınırıdır.

Diğer yöntemlerin yanı sıra, yer kabuğundaki ve meteoritlerdeki radyoaktif elementlerin bolluğunun incelenmesini, ana dizi yıldızlarının evrim eğrisinin Hertzsprung-Russell diyagramında (“parlaklık - sıcaklık” veya “parlaklık - renk”) karşılaştırılmasını not ediyoruz. ) metali tükenmiş küresel yıldız kümelerindeki en yaşlı yıldızların bolluğuyla ( Küresel kümeler, yüzbinlerce ve hatta milyonlarca yıldız içeren, yaklaşık 30 adet çapındaki galaksi içi yapılardır. Astrofizikte "metaller" terimi, helyumdan daha ağır olan tüm elementleri ifade eder.), yıldız kümelerindeki gevşeme süreçlerinin durumunu incelemek, galaksi kümelerindeki sıcak gazın bolluğunu ölçmek.

1.2.4. Uzaysal düzlük

Evrenin homojenliği ve izotropisi, genel olarak konuşursak, zamanın sabit bir anında üç boyutlu uzayın 3 düzlemli (üç boyutlu Öklid uzayı) olduğu, yani Evrenin sıfır uzaysal eğriliğe sahip olduğu anlamına gelmez. 3-düzlemi ile birlikte 3-küre (pozitif uzaysal eğrilik) ve 3-hiperboloit (negatif eğrilik) homojen ve izotroptur. Son yıllarda yapılan gözlemlerin temel sonucu, Evrenin uzaysal eğriliğinin sıfırdan farklı olsa da küçük olduğunun ortaya konulması olmuştur. Hem niceliksel düzeyde formüle etmek hem de hangi verilerin Evrenin uzaysal düzlüğünü gösterdiğini özetlemek için bu ifadeye tekrar tekrar döneceğiz. Burada, bu sonucun kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun anizotropisinin ölçümlerinden elde edildiğini ve niteliksel düzeyde, Evrenin uzaysal eğrilik yarıçapının, Evren'in boyutundan belirgin şekilde daha büyük olduğu gerçeğine indirgendiğini söylemek yeterlidir. gözlemlenebilir kısmı, yani $H_0^(-1)$'dan gözle görülür derecede fazla.

Ayrıca kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun anizotropisine ilişkin verilerin önemsiz bir uzaysal topoloji varsayımıyla tutarlı olduğunu da not ediyoruz. Bu nedenle, Hubble boyutu düzeyinde karakteristik bir boyuta sahip kompakt üç boyutlu bir manifold durumunda, göksel küre üzerinde - gök küresinin kesişimi - kalıntı radyasyonun benzer anizotropi modeline sahip daireler gözlemlenecektir. grup çeşitliliği hareketlerinin eyleminden kaynaklanan bu kürenin görüntüleri ile rekombinasyondan (hidrojen atomlarının oluşumu) sonra kalan fotonların son saçılması. Eğer uzay, örneğin bir torus topolojisine sahip olsaydı, o zaman göksel küre üzerinde taban tabana zıt yönlerde bu tür bir çift daire gözlemlenirdi. CMB radyasyonu bu tür özellikler göstermez.

1.2.5. "Sıcak" Evren

Modern Evren, etkileşime girmeyen fotonlardan oluşan bir gazla doludur - Büyük Patlama teorisinin öngördüğü ve 1964'te deneysel olarak keşfedilen kalıntı radyasyon. Kalıntı foton sayısının yoğunluğu santimetreküp başına yaklaşık 400'dür. Fotonların enerji dağılımı, sıcaklık $$ T_0=2,725 \pm 0,001 K \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\ ile karakterize edilen bir termal Planck spektrumuna sahiptir (Şekil 1.4), \,\ ,\,\, (1.7) $$ (analizlere göre). Gök küresinde farklı yönlerden gelen fotonların sıcaklıkları yaklaşık olarak $10^(-4)$ seviyesinde aynı olup; bu, Evrenin homojenliğinin ve izotropisinin bir başka kanıtıdır.

Pirinç. 1.4. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun spektrumunun ölçümleri. Veriler 'de derlendi. Noktalı eğri Planck spektrumunu (siyah cisim spektrumu) gösterir. Son analiz, şekildeki gibi T = 2,726 K değil, sıcaklık değerini (1,7) vermektedir.

Pirinç. 1.5. WMAP verileri: kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun açısal anizotropisi, yani fotonların sıcaklığının varış yönüne bağımlılığı. Ortalama foton sıcaklığı ve dipol bileşeni (1,8) çıkarılır; gösterilen sıcaklık değişimleri $\delta T \sim 100\mu K$ $\delta T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5)$ düzeyindedir

Aynı zamanda deneysel olarak bu sıcaklığın hala gök küresinin yönüne bağlı olduğu tespit edilmiştir. Kalıntı fotonların sıcaklığının açısal anizotropisi şu anda iyi bir şekilde ölçülmektedir (bkz. Şekil 1.5) ve kabaca söylemek gerekirse, $\delta T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5) mertebesindedir. $. Spektrumun her yönde Planckian olması, farklı frekanslarda ölçümler yapılarak kontrol edilir.

Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının anizotropisine (ve polarizasyonuna) tekrar tekrar döneceğiz, çünkü bir yandan erken ve modern Evren hakkında en değerli bilgileri taşırken, diğer yandan yüksek doğrulukla ölçülmesi mümkündür. kesinlik.

Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının varlığının, Evren'e seçilmiş bir referans sistemi sunmamıza izin verdiğini belirtelim: bu, kalıntı foton gazının hareketsiz olduğu referans sistemidir. Güneş sistemi, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonuna göre Hydra takımyıldızı yönünde hareket ediyor. Bu hareketin hızı, anizotropinin dipol bileşeninin büyüklüğünü belirler $$ \delta T_(dipol)=3,346 mK \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\ ,\,\, ( 1.8) $$

Modern Evren fotonların kalıntısı için şeffaftır ( Gerçekte, Evrenin farklı bölümlerinin “saydamlıkları” farklıdır. Örneğin, galaksi kümelerindeki sıcak gaz ($T\sim 10$ keV) kalıntı fotonları saçar ve böylece ek enerji elde eder. Bu süreç, kalıntı fotonların "ısıtılmasına" - Zeldovich-Sunyaev etkisine - yol açar. Bu etkinin büyüklüğü küçüktür ancak modern gözlem yöntemleriyle oldukça fark edilebilir.): bugün ortalama serbest yolları, $H_0^(-1)$ ufkunun boyutuyla karşılaştırıldığında daha büyük. Durum her zaman böyle değildi: Evrenin erken dönemlerinde fotonlar maddeyle yoğun bir şekilde etkileşime giriyordu.

Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun $T$ sıcaklığı gök küresindeki $\vec(n)$ yönüne bağlı olduğundan, bu bağımlılığı incelemek için küresel fonksiyonlardaki (harmonikler) $Y_(lm) genişlemeyi kullanmak uygundur. (\textbf(n))$, küre üzerinde tam bir temel işlevler kümesi oluşturur. $\vec(n)$ yönündeki $\delta T$ sıcaklık dalgalanması ile $$ \delta T(\textbf(n))\equiv T(\textbf(n)) -T_0-\delta T_ farkını kastediyoruz. (dipol) =\sum_(l,m)a_(l,m)Y_(l,m)(\textbf(n))), $$ burada katsayılar için $a_(l,m)$ ilişkisi $a^ *_(l ,m)=(-1)^m a_(l,-m)$, bu sıcaklık gerçekliğinin zorunlu bir sonucudur. Açısal momenta $l$, tipik bir açısal ölçek $\pi /l$ ile dalgalanmalara karşılık gelir. Mevcut gözlemler, en büyüğünden 0,1°'nin altındaki ölçeklere kadar çeşitli açısal ölçeklerin incelenmesini mümkün kılmaktadır ($l\sim 1000$, bkz. Şekil 1.6).

Pirinç. 1.6. Çeşitli deneylerle kozmik mikrodalga arka plan ışınımının açısal anizotropi ölçümlerinin sonuçları. Teorik eğri $\Lambda$CDM modeli çerçevesinde elde edildi.

Gözlemsel veriler, sıcaklık dalgalanmalarının $\delta T(\textbf(n))$ rastgele bir Gauss alanını temsil ettiği gerçeğiyle tutarlıdır; $a_(l,m)$ katsayıları farklı $l$ ve $m$ için istatistiksel olarak bağımsızdır, $$ \langle a_(l,m) a_(l",m")^*\rangle = C_(lm) \cdot \delta_(ll")\delta_(mm"), \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.9) $$ burada köşeli parantezler bizimkine benzer bir evrenler topluluğunun ortalamasını almayı ifade eder. İzotropik bir Evrendeki $C_(lm)$ katsayıları m'ye bağlı değildir, $C_(lm)=C_(l)$ ve farklı yönlerdeki sıcaklık dalgalanmaları arasındaki korelasyonu belirler: $$ \langle \delta T(\ textbf(n) _1)\delta T(\textbf(n)_2) \rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_lP_l(\cos\theta), $$ burada $P_l$ Legendre'dır $\textbf(n)_1$ ve $\textbf(n)_2$ vektörleri arasındaki yalnızca $\theta$ açısına bağlı polinomlar. Özellikle, ortalama kare dalgalanması için şunu elde ederiz: $$ \langle \delta T^2\rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_l\approx \int \frac(l(l+1) ))( 2\pi)C_ld\ln l. $$

Dolayısıyla, $\frac(l(l+1))(2\pi)C_l$ değeri aynı düzendeki açısal momentumun toplam katkısını karakterize eder. Bu özel değerin ölçülmesinin sonuçları Şekil 2'de gösterilmektedir. 1.6.

CMB'nin açısal anizotropisinin ölçülmesinin yalnızca deneysel olarak ölçülen bir sayıyı değil, aynı zamanda bir dizi veriyi, yani farklı $l$ için $C_l$ değerlerini verdiğini belirtmek önemlidir. Bu küme, erken ve modern Evrenin bir dizi parametresi tarafından belirlenir, dolayısıyla ölçümü birçok kozmolojik bilgi sağlar.

Nerede H¾ Hubble sabiti. İlişkili olarak (6.12) V olarak ifade edildi km/s, A r¾ V Mps.

Bu yasanın adı Hubble yasası . Hubble sabiti şu anda eşit kabul ediliyor H = 72 km/(s∙Mpc).

Hubble yasası şunu söylememize izin veriyor Evren genişliyor. Ancak bu, Galaksimizin genişlemenin gerçekleştiği merkez olduğu anlamına kesinlikle gelmez. Evrenin herhangi bir yerindeki bir gözlemci aynı resmi görecektir: Tüm galaksilerin, mesafeleriyle orantılı bir kırmızıya kayması vardır. Bu yüzden bazen uzayın kendisinin genişlediğini söylüyorlar. Bu elbette şartlı olarak anlaşılmalıdır: galaksiler, yıldızlar, gezegenler ve sen ve ben genişlemiyoruz.

Örneğin bir galaksinin kırmızıya kayma değerini bildiğimizde, Doppler etkisi (6.3) ve Hubble kanunu ilişkisini kullanarak ona olan mesafeyi büyük bir doğrulukla belirleyebiliriz. Ancak z ³ 0,1 için alışılagelmiş Doppler formülü artık geçerli değildir. Bu gibi durumlarda özel görelilik teorisindeki formülü kullanın:

Galaksiler çok nadiren tektir. Tipik olarak galaksiler, bir düzine üye içeren küçük gruplar halinde meydana gelir ve genellikle yüzlerce ve binlerce galaksiden oluşan geniş kümeler halinde birleşir. Galaksimiz sözde galaksinin bir parçasıdır Yerel grupÜç dev sarmal galaksinin (Galaksimiz, Andromeda Bulutsusu ve Üçgen takımyıldızındaki galaksinin) yanı sıra en büyüğü birkaç megaparsek olan birkaç düzine cüce eliptik ve düzensiz galaksiyi içeren . . Bunlar bölünmüştür düzensiz Ve düzenli kümeler. Düzensiz kümelerin düzenli bir şekli yoktur ve bulanık hatları vardır. Galaksiler Macellan Bulutlarıdır.

Ortalama olarak, içlerindeki gala kümelerinin boyutları merkeze doğru çok zayıf bir şekilde yoğunlaşmıştır. Devasa açık kümeye bir örnek, Başak takımyıldızında bize en yakın gökada kümesidir. Gökyüzünde yaklaşık 120 metrekare kaplar. derecedir ve çoğu sarmal olan birkaç bin gökada içerir. Bu kümenin merkezine uzaklığı yaklaşık 15 Mp.

Düzenli galaksi kümeleri daha kompakt ve simetriktir. Üyeleri gözle görülür şekilde merkeze doğru yoğunlaşmıştır. Küresel kümeye bir örnek, birçok eliptik ve merceksi gökadayı içeren Berenis'in Saçı takımyıldızındaki gökada kümesidir. Fotografik kadir 19'dan daha parlak yaklaşık 30.000 gökada içerir. Kümenin merkezine uzaklığı yaklaşık 100 Mp.

Çok sayıda gökada içeren birçok küme, güçlü, genişletilmiş X-ışını radyasyonu kaynaklarıyla ilişkilidir.

Galaksi kümelerinin de eşit olmayan bir şekilde dağıldığına inanmak için nedenler var. Bazı çalışmalara göre etrafımızdaki galaksi kümeleri ve grupları görkemli bir sistem oluşturuyor. Süper galaksi veya Yerel üstküme. Bu durumda, tek tek galaksiler görünüşe göre Süpergalaksi'nin ekvator düzlemi olarak adlandırılabilecek belirli bir düzleme doğru yoğunlaşıyor. Az önce bahsettiğimiz Başak takımyıldızındaki gökada kümesi böyle dev bir sistemin merkezinde yer alıyor. Saç Kümesi başka bir komşu üstkümenin merkezidir.

Evrenin gözlemlenebilir kısmına genellikle denir Metagalaksi . Bir metagalaksi gözlemlenebilir çeşitli yapısal unsurlardan oluşur: galaksiler, yıldızlar, süpernovalar, kuasarlar vb. Metagalaxy'nin boyutları gözlem yeteneklerimizle sınırlıdır ve şu anda 10 26 m'ye eşit olarak kabul edilmektedir.Evrenin boyutu kavramının çok keyfi olduğu açıktır: gerçek Evren sınırsızdır ve hiçbir yerde bitmez.

Metagalaxy'nin uzun vadeli çalışmaları, onu oluşturan iki ana özelliği ortaya çıkardı. temel kozmolojik önerme:

1. Metagalaksi büyük hacimlerde homojen ve izotroptur.

2. Metagalaksi sabit değildir.