100. Местная группа галактик

Местная группа галактик – гравитационно-связанная группа галактик, включающая галактики Млечный Путь и Туманность Андромеды. Поперечник Местной группы около 1 Мпк. В местную группу входит более 54 галактик. Центр масс местной группы находится примерно на линии, соединяющей Млечный Путь и Галактику Андромеды. Число галактик в Местной группе постоянно увеличивается, т.к. постоянно обнаруживаются новые галактики. Местную группу можно разделить на несколько подгрупп галактик. Группа Млечного Пути состоит из гигантской спиральной галактики Млечный Путь и 14 её известных спутников, представляющих собой карликовые, в основном неправильные, галактики. Группа Туманности Андромеды весьма похожа на группу Млечного Пути: в центре группы находится М31 — гигантская спиральная галактика. Её 24 известных спутника тоже являются, в основном, карликовыми галактиками. Кроме того, в Местную группу входит группа галактик Треугольника, а также другие карликовые галактики, которые нельзя определить в одну из указанных групп.

101. Местное сверхскопление галактик.

Местная группа галактик является частью Местного сверхскопления (Сверхскопления Девы), главную роль в котором играет Скопление Девы. Скопление Девы — скопление галактик, расположенное на расстоянии от 15 до 22 Мпк, ближайшее к Местной группе крупное скопление. В состав Скопления Девы входит около 2 000 галактик. Сверхскопление Девы — система галактик размером около 200 млн. св. лет, включающая Местную группу галактик. Всего в состав Местного сверхскопления входят 100 групп и скоплений галактик (с доминирующим скоплением Девы в центре) и около 30 тыс. галактик. Масса Сверхскопления составляет 10¹⁵масс Солнца. Поскольку его светимость слишком мала для такого количества звёзд, считается, что на бо́льшую часть массы сверхскопления приходится масса тёмной материи. Сверхскопление Девы в целом притягивается к гравитационной аномалии под названием Великий аттрактор.

102. Методы определения расстояний до галактик.

Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всего это можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период - светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около -8m,5, а у шаровых скоплений в среднем -8m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объекта и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света. О расстояниях до удаленных галактик, в которых перечисленные объекты не видны, судят по их видимым угловым размерам или по видимой звездной величине. Для этого необходимо, очевидно, знать размеры или светимости галактик данного типа. Наконец, еще один способ основан на определении величины красного смещения. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу.

Все вспыхивающие сверхновые типа Ia, находящиеся на одинаковом расстоянии, должны иметь одинаковую наблюдаемую яркость, поскольку они вспыхивают только тогда, когда масса старой звезды типа «белый карлик» достигает предела Чандрасекара, значение которого известно с высокой точностью. Сравнивая наблюдаемую яркость сверхновых в разных галактиках, можно определить расстояния до этих галактик. В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» (сверхновых Ia), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла.