Không gian là một hệ thống phức tạp, các yếu tố của chúng liên kết chặt chẽ với nhau: các hành tinh hợp nhất xung quanh một ngôi sao, các ngôi sao tạo thành các thiên hà và chúng tạo thành các liên kết thậm chí còn lớn hơn, chẳng hạn như Nhóm thiên hà cục bộ. Sự đa dạng là một hiện tượng rất phổ biến trong Vũ trụ liên quan đến lực hấp dẫn cao. Nhờ nó, một khối tâm được hình thành, xung quanh đó cả các vật thể tương đối nhỏ như sao, thiên hà và các liên kết của chúng đều xoay quanh.
Thành phần của nhóm
Người ta tin rằng cơ sở của Nhóm Địa phương là ba vật thể lớn: Dải Ngân hà, Tinh vân Tiên nữ và Thiên hà Tam giác. Các vệ tinh của chúng, cũng như một số thiên hà lùn, thuộc một trong ba hệ chưa thể được thiết lập, được liên kết với chúng bằng lực hút hấp dẫn. Tổng cộng, Nhóm thiên hà cục bộ bao gồm ít nhất năm mươi thiên thể lớn và với sự cải thiện chất lượng của công nghệ quan sát thiên văn, con số này đang tăng lên.
Xử Nữ siêu cấp
Như đã đề cập, sự đa dạng trongquy mô của vũ trụ - một sự xuất hiện phổ biến. Nhóm thiên hà Địa phương không phải là thiên hà lớn nhất trong số các hiệp hội này, mặc dù kích thước của nó rất ấn tượng: về đường kính, nó chiếm khoảng cách khoảng một megaparsec (3,8 × 1019km). Cùng với các hiệp hội tương tự khác, Nhóm địa phương được bao gồm trong siêu lớp Xử Nữ. Kích thước của nó thật khó tưởng tượng, nhưng khối lượng được đo tương đối chính xác: 2 × 1045kg. Tổng cộng, hiệp hội này bao gồm khoảng một trăm hệ thống thiên hà.
Cần lưu ý rằng sự đa dạng không kết thúc ở đó. Siêu lớp Xử Nữ, giống như một số lớp khác, tạo thành cái gọi là Laniakea. Việc nghiên cứu những hệ thống khổng lồ như vậy đã cho phép các nhà vật lý thiên văn tạo ra một lý thuyết về cấu trúc quy mô lớn của vũ trụ.
Các loại thiên hà tạo thành Nhóm Địa phương
Các nhà khoa học đã phát hiện ra rằng tuổi của tất cả các thành viên của Nhóm Địa phương là xấp xỉ 13 tỷ năm. Ngoài ra, vật chất hình thành chúng có thành phần giống nhau, điều này cho phép chúng ta nói về nguồn gốc chung của các thiên hà thuộc Nhóm Địa phương. Chúng không được sắp xếp theo thứ tự ngẫu nhiên: hầu hết chúng được xây dựng xung quanh một đường tưởng tượng chạy giữa Dải Ngân hà và Tinh vân Tiên nữ.
Thành viên lớn nhất của Nhóm Thiên hà Địa phương về kích thước là Tinh vân Tiên nữ: đường kính của nó là 260 nghìn năm ánh sáng (2,5 × 1018km). Về khối lượng, Dải Ngân hà nổi bật rõ ràng - xấp xỉ 6 × 1042kg. Cùng với những vật thể lớn như vậy, còn có những vật thể lùn như thiên hà SagDEG, nằm trong chòm sao Nhân Mã.
NhấtCác thiên hà thuộc Nhóm Địa phương được phân loại là bất thường, nhưng cũng có những thiên hà xoắn ốc như Tinh vân Tiên nữ và những thiên hà hình elip, như SagDEG đã được đề cập.
Nhóm con Milky Way
Độ chính xác của các quan sát thiên văn của Nhóm Địa phương phụ thuộc vào thiên hà chúng ta đang ở. Đó là lý do tại sao Dải Ngân hà, một mặt, là đối tượng được nghiên cứu nhiều nhất, và mặt khác, nó đặt ra nhiều câu hỏi nhất. Cho đến nay, người ta đã xác định được rằng vệ tinh của thiên hà của chúng ta có ít nhất 14 vật thể, trong số đó có các thiên hà Ursa Major, Sagittarius, Sculptor và Leo.
Lưu ý đặc biệt là thiên hà SagDEG ở Nhân Mã. Nó là nơi xa trung tâm hấp dẫn nhất của Nhóm Địa phương. Theo tính toán, Trái đất cách thiên hà này 3,2 × 1019km.
Dải ngân hà và Mây Magellanic
Trong số các cuộc thảo luận là câu hỏi về sự kết nối của Dải Ngân hà với Đám mây Magellan - hai thiên hà gần chúng ta đến mức có thể quan sát bằng mắt thường từ Nam Bán cầu. Trong một thời gian dài, người ta tin rằng chúng là vệ tinh của thiên hà chúng ta. Vào năm 2006, bằng cách sử dụng công nghệ mới nhất, người ta nhận thấy rằng chúng đang di chuyển nhanh hơn nhiều so với các vệ tinh khác của Dải Ngân hà. Dựa trên điều này, người ta cho rằng chúng không có mối liên hệ hấp dẫn nào với thiên hà của chúng ta.
Nhưng số phận của Magellanic Clouds là không thể chối cãi. Chuyển động của họ hướng tớiDải Ngân hà, vì vậy sự hấp thụ của chúng bởi một thiên hà lớn hơn là không thể tránh khỏi. Các nhà khoa học ước tính rằng điều này sẽ xảy ra sau 4 tỷ năm nữa.
Tinh vân Tiên nữ và các vệ tinh của nó
Sau 5 tỷ năm, một số phận tương tự đe dọa thiên hà của chúng ta, chỉ có Andromeda, thiên hà lớn nhất trong Nhóm Địa phương, gây ra mối đe dọa cho nó. Khoảng cách tới thiên hà Andromeda là 2,5 × 106năm ánh sáng. Nó có 18 vệ tinh, trong đó M23 và M110 (số hiệu trong danh mục của nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier ở thế kỷ 18) là nổi tiếng nhất do độ sáng của chúng.
Mặc dù Tinh vân Tiên nữ là thiên hà gần nhất với Dải Ngân hà, nhưng rất khó để quan sát do cấu trúc của nó. Nó là một trong những thiên hà xoắn ốc: nó có trung tâm rõ rệt, từ đó xuất hiện hai nhánh xoắn ốc lớn. Tuy nhiên, Tinh vân Tiên nữ đã quay về phía Trái đất.
Thiên hà Tam giác
Sự xa xôi đáng kể của nó với Trái đất làm phức tạp đáng kể việc nghiên cứu về cả bản thân thiên hà và các vệ tinh của nó. Số lượng vệ tinh của thiên hà Triangulum còn đang gây tranh cãi. Ví dụ, sao lùn Andromeda II nằm chính xác ở giữa giữa Tam giác và Tinh vân. Tình trạng của các thiết bị quan sát hiện đại không cho phép chúng ta xác định trường hấp dẫn của hai thành viên lớn nhất của Nhóm thiên hà địa phương mà vật thể không gian này thuộc về trường hấp dẫn nào. Hầu hết vẫn cho rằng Andromeda II có liên hệ với Tam giác. Nhưng cũng có đại diện theo quan điểm ngược lại, thậm chí còn đề xuất đổi tên thànhAndromeda XXII.
Thiên hà Triangulum cũng có một trong những vật thể kỳ lạ trong vũ trụ - lỗ đen M33 X-7, có khối lượng gấp 16 lần mặt trời, khiến nó trở thành một trong những lỗ đen lớn nhất mà khoa học hiện đại biết đến, không bao gồm những cái siêu lớn.
Vấn đề của các cụm sao cầu
Số lượng thành viên của Nhóm Địa phương liên tục thay đổi, không chỉ vì phát hiện ra các thiên hà khác quay quanh cùng một khối tâm. Việc nâng cao chất lượng của công nghệ thiên văn đã giúp chúng ta có thể xác định rằng các vật thể trước đây được coi là thiên hà, trên thực tế không phải là thiên hà.
Ở mức độ lớn hơn, điều này áp dụng cho các cụm sao hình cầu. Chúng chứa một số lượng lớn các ngôi sao gắn liền với một trung tâm hấp dẫn, và hình dạng của chúng giống với các thiên hà hình cầu. Các quan hệ định lượng giúp phân biệt giữa chúng: mật độ sao trong các cụm sao cầu cao hơn nhiều, và đường kính tương ứng cũng cao hơn. Để so sánh: trong vùng lân cận của Mặt trời, có một ngôi sao trên 10 parsec khối, trong khi ở các cụm tinh cầu, con số này có thể cao hơn 700 hoặc thậm chí 7000 lần.
Thiên hà lùn từ lâu đã được coi là Palomar 12 trong chòm sao Ma Kết và Palomar 4 trong Ursa Major. Các nghiên cứu gần đây đã chỉ ra rằng trên thực tế chúng là những cụm sao cầu khá lớn.
Lịch sử và những khó khăn khi nghiên cứu Nhóm thiên hà địa phương
Cho đến tận 1/4 thế kỷ 20, người ta tin rằng Dải Ngân hà và Vũ trụ là những khái niệm giống hệt nhau. Tất cả các vấn đề được cho là trongcác thiên hà. Tuy nhiên, vào năm 1924, Edwin Hubble, sử dụng kính thiên văn của mình, đã ghi lại một số Cepheids - những ngôi sao biến thiên với chu kỳ độ sáng rõ rệt - khoảng cách đến đó rõ ràng là vượt quá kích thước của Dải Ngân hà. Điều này đã chứng minh sự tồn tại của các vật thể ngoài thiên hà. Các nhà khoa học đã nghĩ về thực tế là Vũ trụ phức tạp hơn trước đây.
Khám phá củaHubble cũng chứng minh rằng Vũ trụ luôn mở rộng và các vật thể đang chuyển động ra xa nhau. Những cải tiến trong công nghệ đã mang lại những khám phá mới. Vì vậy, người ta phát hiện ra rằng Dải Ngân hà có các vệ tinh của riêng nó, khoảng cách giữa chúng đã được tính toán và xác định triển vọng tồn tại. Những khám phá như vậy đủ để lần đầu tiên hình thành ý tưởng về sự tồn tại của Nhóm Địa phương như một liên kết ấn tượng của các thiên hà có liên quan chặt chẽ, và thậm chí gợi ý rằng các liên kết có cấp bậc cao hơn có thể tồn tại, vì các vệ tinh cũng được tìm thấy trong thiên hà gần nhất với Dải Ngân hà - Tinh vân Tiên nữ. Thuật ngữ "Nhóm cục bộ" lần đầu tiên được sử dụng bởi cùng một chiếc Hubble. Anh ấy đề cập đến nó trong công việc đo khoảng cách đến các thiên hà khác.
Có thể lập luận rằng nghiên cứu về Vũ trụ chỉ mới bắt đầu. Điều này cũng áp dụng cho Nhóm địa phương. Thiên hà SagDEG được phát hiện tương đối gần đây, nhưng lý do của điều này không chỉ là độ sáng thấp, không được kính thiên văn ghi lại trong một thời gian dài, mà còn do sự hiện diện trong Vũ trụ của một chất không có bức xạ nhìn thấy - cái gọi là "vật chất tối".
Ngoài ra, việc quan sát rất phức tạp bởi sự khuếch tán khí giữa các vì sao (thường là hydro) và bụi vũ trụ. Tuy nhiên, công nghệ quan sát không đứng yên, cho phép chúng ta tin tưởng vào những khám phá tuyệt vời mới trong tương lai, cũng như việc sàng lọc thông tin hiện có.
