Paikallinen galaksiryhmä

paikallinen ryhmä
galaksijoukko

Paikallisen ryhmän rakenne
havaintotiedot
Galaksien lukumäärä Yli 100 galaksia
Kirkkain galaksi Andromedan galaksi
Koko 2-3 megaparsekkia
superklusteri Paikallinen galaksien superjoukko
Tietoja Wikidatasta  ?

Paikallinen galaksiryhmä ( Local Group ) on galaksiryhmä, joka sisältää Linnunradan ja yli 100 muuta galaksia. Sen koko on 2-3 megaparsekkia , kokonaismassa noin 4-5⋅10 12 M ⊙ .

Eri parametrien mukaan Paikallista ryhmää hallitsee kaksi spiraaligalaksia : Andromedan galaksi ja Linnunrata - galaksimme. Andromedan galaksi on galaksiamme suurempi ja sisältää enemmän tähtiä, mutta Linnunradalla on vastaava tai jopa suurempi massa kuin Andromedan galaksilla. Paikallinen ryhmä sisältää erilaisia ​​morfologisia galakseja: spiraaligalakseja, epäsäännöllisiä galakseja, joilla on eri valoisuus, ja lukuisimmat esineluokat ovat kääpiöelliptiset ja kääpiöpallogalaksit .

Jokaisella näistä galakseista on satelliittijärjestelmä, näitä järjestelmiä kutsutaan vastaavasti Andromeda- alaryhmäksi ja Linnunradan alaryhmäksi , ja jotkin galaksit eivät liity kumpaankaan näistä ryhmistä. Galaksien välinen tila sisältää kaasua, joka virtaa vähitellen galaksiin.

Paikallinen ryhmä sijaitsee paikallisessa galaksijoukossa . Paikallisen superjoukon keskellä on Virgo -joukko , joka sisältää yli 1000 galaksia ja josta Paikallinen ryhmä on 10 megaparsekin päässä. Paikallisen ryhmän rajojen lähellä on useita galakseja, joiden kuuluminen Paikalliseen ryhmään ei ole aivan ilmeistä, esimerkiksi Pump-Sextant -ryhmä..

Yleistä tietoa

Paikallinen galaksiryhmä, jota kutsutaan myös yksinkertaisesti paikalliseksi ryhmäksi, on gravitaatioon sitoutunut galaksiryhmä [1] , joka sisältää Linnunradan ja useita muita suuria galakseja, kuten Andromedan galaksin ja Kolmiogalaksin sekä yli 100 galaksia vähemmän. massiiviset galaksit [2] . Sen halkaisija on 2–3 megaparsekkia [3] [4] , sen kokonaismassa noin 4–5⋅10 12 M ⊙ [5] , ja sen kokonaisvalovoima on 4,2⋅10 10 10 L ⊙ [6] .

Suurin osa maailmankaikkeuden galakseista on sellaisissa suhteellisen pienissä galaksiryhmissä kuin Paikallinen ryhmä. Vain pieni osa galakseista on eristetty tai kuuluu suuriin galaksijoukkoihin [7] .

Paikallisen ryhmän galaksit

Galaksien perusparametrit

Massan, koon ja muiden parametrien suhteen Paikallista ryhmää hallitsee kaksi spiraaligalaksia : Andromedan galaksi ja Linnunrata  - galaksimme. Andromedan galaksi on galaksiamme suurempi ja sisältää enemmän tähtiä, mutta Linnunradalla on vastaava tai jopa suurempi massa kuin Andromedan galaksilla massiivisen pimeän aineen halon ansiosta [8] . Kolmas suuri spiraaligalaksi - kolmiogalaksi  - on massaltaan huomattavasti heikompi kuin kaksi ensimmäistä [9] . Sillä on myöhäinen morfologinen tyyppi , kun taas Andromedan galaksi kuuluu varhaisen tyypin spiraaligalakseihin [1] [10] . Ryhmän loput galaksit ovat pieniä: kaksi suurinta niistä ovat Suuri ja Pieni Magellanin pilvi  , Linnunradan toisiinsa yhdistetty satelliitipari, joka kuuluu epäsäännöllisiin galakseihin [11] [1] .

Jos hyväksymme, että galaksit, joiden absoluuttinen magnitudi on himmeämpi kuin −18 m , ovat kääpiöitä , kaikki galaksit, paitsi Linnunrata, Andromedan galaksi, Kolmiogalaksi ja Suuri Magellanin pilvi, kuuluvat niihin. Paikallisen ryhmän kääpiögalaksit jaetaan kolmeen tyyppiin: epäsäännöllinen kääpiö , elliptinen kääpiö ja pallomainen kääpiö . Jälkimmäinen tyyppi on lukuisin, ja vuonna 2012 tunnetuista 75 galaksista 53 on täsmälleen kääpiöpallomaisia ​​[12] [13] . Epäsäännöllisiä kääpiögalakseja ovat esimerkiksi NGC 6822 , IC 1613 ja Leo I , kun taas esimerkki kirkkaasta epäsäännöllisestä galaksista on Suuri Magellanin pilvi. Elliptisistä kääpiögalakseista kirkkain on M 32 , ja kääpiöpallogalakseja ovat esimerkiksi Sculptorin ja NGC 205 : n kääpiögalaksi . Paikallinen ryhmä sisältää siis eri morfologisia galakseja: vain jättimäisiä elliptisiä galakseja ja sinisiä kompakteja galakseja puuttuu , vaikka IC 10 on todennäköisesti lähellä jälkimmäistä tyyppiä [1] [10] .

Parametrijakaumat

Tietojen mukaan, jotka ovat täydellisiä absoluuttiseen suuruuteen −11 m , valoisuusfunktio kuvataan Schechterin funktiolla [comm. 1] eksponentti . Paikallisryhmälle tämä arvo vastaa tämän funktion kaavion vähemmän jyrkkää kaltevuutta kuin monien rikkaiden galaksijoukkojen kohdalla [16] .

Paikallisen ryhmän galakseilla valoisuuden ja metallisuuden välinen suhde tunnetaan : kirkkaammissa ja siten massiivisemmissa galakseissa on suurempi pitoisuus raskaita alkuaineita. Absoluuttiselle magnitudille ja metallisuudelle on olemassa keskimääräinen suhde , jossa varhaisten morfologisten tyyppien galakseilla on yleensä alhaisempi luminositeetti kuin tällä suhteella ennustetaan, kun taas epäsäännöllisillä galakseilla on korkeampi luminositeetti. Toinen suhde liittyy galaksikiekon eksponentiaaliseen mittakaavaan luminositeettiin: mitä suurempi valoisuus, sitä suurempi eksponentiaalinen asteikko [17] .

Paikallisen ryhmän massakeskuksen lähellä on pieni määrä galakseja, mikä ei ole yllättävää, koska massakeskus sijaitsee galaksimme ja Andromedan galaksin välissä, ja suuri määrä galakseja sijaitsee näiden kahden lähellä. Puolet Paikallisen ryhmän galakseista on alle 450 kiloparsekin etäisyydellä massakeskipisteestään, ja 900 kiloparsekin etäisyydellä galakseja ei juuri ole, joten Paikallinen ryhmä on melko kompakti [18] .

Galaksien morfologisen tyypin ja niiden ympäristön välillä on korrelaatio. Siten useimmat pallomaiset ja kääpiöpallogalaksit kuuluvat Linnunradan alaryhmään tai Andromedan alaryhmään (katso alla ), ja epäsäännölliset galaksit ovat pääasiassa hajallaan paikallisen ryhmän muihin osiin [19] .

  • Joitakin suhteita Paikallisen ryhmän galakseille

  • Paikallisen ryhmän galaksien valoisuuden ja eksponentiaalisen kiekon suhde

  • Paikallisen ryhmän galaksien valoisuuden ja metallisuuden suhde

  • Tähtien metallillisuusjakauma neljässä paikallisryhmän galaksissa

Paikallisen ryhmän galaksit, joiden absoluuttinen magnitudi on kirkkaampi kuin −12 m [20] [21]
Nimi Morfologinen tyyppi Koordinaatit ( J2000 ) Etäisyys auringosta ( kiloparsek ) Bruttomassa ( M ⊙ ) Halkaisija (kiloparsekki) [comm. 2] Absoluuttinen magnitudi ( V ) Näennäinen magnitudi (V)
oikea ylösnousemus deklinaatio
Andromeda Galaxy (M 31, NGC 224) [23] [24] SA(t)b 00 h  42 m  44,3 s 41° 16' 08" 760 0,8-1,5⋅10 12 [comm. 3] [25] [26] [27] 47 −21,2 m _ 3,4 m _
Linnunrata SBbc [28] 17h 45m  40s  _ _ _ −29° 00.5′ kahdeksan 1-2⋅10 12 [comm. 3] [29] [30] 32 [31] [32] −20,9 m _
Triangulum Galaxy (M 33, NGC 598) [33] [34] SA(s)cd 01 h  33 m  50,9 s 30° 39′ 37″ 795 8⋅10 10 [35] 18.8 −18,9 m _ 5,9 m _
Suuri Magellanin pilvi [36] [37] SB(s)m 05 h  23 min  34,6 s −69° 45′ 22″ viisikymmentä 0,6-2⋅10 10 [38] 9.9 −18,5 m _ 0,4 m
Pieni Magellanin pilvi (NGC 292) [39] [40] SB(s)m pec 00 h  52 m  38,0 s −72° 48′ 01″ 59 3–5⋅10 9 [41] 5.8 −17,1 m _ 2,0 m _
M 32 (NGC 221) [42] [43] E2 00 h  42 m  41,8 s 40° 51′ 55″ 760 0,8–1,4⋅10 9 [44] 2.5 −16,5 m _ 8,1 m _
M 110 (NGC 205) [45] [46] Sph 00 h  40 m  22,0 s 41° 41′ 08″ 760 7,5⋅10 8 [47] 5.2 −16,4 m _ 8,1 m _
IC 10 [48] [49] Irr 00 h  20 m  23,2 s 59° 17′ 35″ 660 6⋅10 8 [50] 3.8 −16,3 m _ 10,4 m _
NGC 6822 [51] [52] Irr 19 h  44 m  56,2 s −14° 47′ 51″ 500 1,9⋅10 9 [53] 2.8 −16,0 m 8,5 m
NGC 185 [54] [55] Sph 00 h  38 min  57,9 s 48° 20′ 15″ 660 6,6⋅10 8 [56] 3.2 −15,6 m _ 9,1 m _
IC 1613 [57] [58] Irr 01 h  04 m  54,2 s 02° 08′ 00″ 725 10 8 [59] 4.6 −15,3 m _ 9,1 m _
NGC 147 [60] [61] Sph 00 h  33 m  12,1 s 48° 30′ 31″ 660 3,2–7,8⋅10 7 [62] 3.3 −15,1 m _ 9,5 m
Wolf-Landmark-Melott (DDO 221) [63] [64] Irr 00 h  01 p  57,9 s −15° 27′ 50″ 925 1,5⋅10 8 [65] 3.5 −14,4 m _ 10,4 m _
Jousimies (dSph) [66] [67] dSph 18 h  55 m  03,1 s −30° 28′ 42″ 24 1,5⋅10 8 [68] −13,8 m _
Uuni (dSph) [69] [70] dSph 02 h  39 m  59,3 s −34° 26′ 57″ 138 6,8⋅10 7 [71] 2.8 −13,1 m _ 7,3 m
Pegasus (dIrr) (DDO 216) [72] [73] Irr 23 h  51 m  46,4 s 24° 35′ 11″ 760 1,6–3,8⋅10 7 [74] −12,3 m _ 12,6 m _

Paikallisen ryhmän rakenne

Andromedan galaksilla ja Linnunradalla on erilliset satelliittijärjestelmät, jotka paikallisryhmässä muodostavat Andromeda- alaryhmän ja Linnunradan alaryhmän , joista kumpikin sisältää yli kaksi tusinaa galaksia. Paikalliseen ryhmään kuuluu useita kymmeniä galakseja, mutta ne eivät kuulu mihinkään näistä kahdesta alaryhmästä, vaikka paikallisessa ryhmässä voidaan erottaa useita pienempiä alaryhmiä [1] . Triangulum Galaxy on mahdollisesti Andromedan galaksin satelliitti, ja se voi puolestaan ​​pitää LGS 3 :n satelliitina [4] . Linnunradan alaryhmä ulottuu 300 kiloparsekkia, ja etäisyys siitä Andromedan alaryhmään on noin 760 kiloparsekkia [75] [76] .

Galaksien liike

Aurinko liikkuu suhteessa Paikalliseen ryhmään nopeudella 306 km/s, taivaanpallon pisteen suunnassa, jolla on galaksiset koordinaatit , jota kutsutaan huipuksi . Tämä liike ilmenee siinä, että Paikallisen ryhmän galakseilla lähellä huippua on negatiivinen radiaalinopeus, eli ne lähestyvät aurinkoa, kun taas huipulta kaukana olevilla galakseilla on positiiviset radiaalinopeudet. Paikallisen ryhmän galaksien nopeusdispersio on 61 km/s [77] [78] . Linnunrata ja Andromeda-galaksi lähestyvät 120 km/s nopeudella, mikä johtaa tulevaisuudessa niiden törmäykseen ja sulautumiseen (katso alla ) [79] [80] [81] .

Intergalaktinen ympäristö

Paikallinen ryhmä sisältää galaksien välisessä tilassa kaasua , joka virtaa vähitellen galaksiin: esimerkiksi Linnunradan massa kasvaa arviolta 1 % miljardia vuotta kohden aineen virtauksen vuoksi. Samaan aikaan, kun galaksien välillä tapahtuu vuorovesivuorovaikutuksia , kaasu työntyy takaisin galaksien väliseen väliaineeseen [82] .

Alun perin galaktisten pilvet löydettiin kaasupilvinä, jotka liikkuivat suurilla radiaalisilla nopeuksilla, joten niitä kutsuttiin suurnopeuspilviksi .( Englanti  High speed cloud ) [83] [84] . Yksi tällainen pilvi, nimeltään Complex C, on vähintään 2,4 kiloparsekin päässä ja putoaa Linnunrataan yli 100 km/s. Ottaen huomioon sen tosiasian, että tässä rakenteessa olevan aineen metallisuus on noin 9 % aurinkoenergiasta, kompleksi C ei olisi voinut sinkoutua Linnunradalta galaksisen suihkulähteen avulla [82] aikaisemmin .

Tyypillisten paikallisryhmän intergalaktisten pilvien massa on luokkaa 3⋅10 8 M ⊙ ja halkaisija 30 kiloparsekkia ja kaasupitoisuus niissä on luokkaa 10 −4 cm −3 . Intergalaktisten pilvien radiaaliset nopeudet ovat pienemmät kuin Paikallisen ryhmän galakseilla, jotka ovat samalla kulmaetäisyydellä Auringon huipusta (katso yllä ): tämä piirre osoittaa, että intergalaktiset pilvet putoavat edelleen Paikalliseen ryhmään [85] .

Sijainti ja vuorovaikutus muiden objektien kanssa

Sijainti ja liikenne

Paikallinen ryhmä on noin 10 megaparsekin päässä suuresta Neitsytjoukosta , joka sisältää yli 1000 galaksia. Tästä syystä joskus sanotaan, että Paikallinen ryhmä sijaitsee tämän joukon laitamilla, vaikka galaksiryhmien ja galaksijoukkojen rajat ovat melko tavanomaisia ​​[3] .

Joka tapauksessa Paikallinen ryhmä on Paikallisessa galaksien superjoukossa , jonka keskellä on Neitsytjoukko. Paikallinen superklusteri on gravitaatioon sitoutumaton, kymmenien megaparsekkien kokoinen litteä rakenne, joka sisältää noin 100 galaksiryhmää ja -klusteria [1] [86] .

Kosmiseen mikroaaltotaustaan ​​verrattuna Paikallinen ryhmä liikkuu nopeudella 627 km/s kohti taivaanpallon pistettä, jolla on galaktiset koordinaatit . 44 % tästä liikkeestä johtuu Suuren Attraktorin vetovoimasta  – alue, jolla on lisääntynyt galaksikonsentraatio, 80 megaparsekin etäisyydellä ja jonka massa on 10 15 M⊙ , loput aiheutuu muiden, kauempana olevien vetovoimasta. samanlaiset rakenteet [13] .

Rajat ja lähiympäristö

Paikallista ryhmää lähimmät galaksiryhmät [13]
Ryhmä Etäisyys, Mpc
Pumppuryhmä - Sextant(NGC 3109 -ryhmä) 1.3
NGC 55 ryhmä 2.2
Ryhmä IC 342/Maffei 3.3
Ryhmä M 81 3.6
Centauruksen ryhmä A 3.7
Kuvanveistäjäryhmä 3.9
Ryhmä Hounds Dogs I (ryhmä M 94) 4.5

Paikallisen ryhmän ulkorajojen lähellä olevien galaksien kuuluminen ryhmään ei ole aina ilmeistä. Galaksin paikallisryhmään kuulumisen todennäköisyyden arvioimiseksi käytetään kolmea kriteeriä: galaksin tulee olla noin 1,5 megaparsekin etäisyydellä tai lähempänä Aurinkoa , ei saa olla voimakkaasti poissa säteittäisen nopeuden ja sijainnin välisestä suhteesta. taivas (katso yllä ), eikä myöskään saa olla toisen galaksiryhmän vahvistettu jäsen [87] .

Paikallisen ryhmän objektiivisempi raja voi olla nollanopeuspinta - sen määrää etäisyys ryhmän keskipisteestä, jonka ylitse universumin laajeneminen Hubblen lain mukaan voittaa painovoiman vetovoiman ryhmän jäsenten välillä. ryhmä, Paikallisryhmälle sen säde on noin 1 megaparsek [13] [88] [89] .

Joten lähellä paikallisen ryhmän rajaa on Pump-Sextant -ryhmä, joka koostuu kääpiögalakseista, kuten NGC 3109 , kääpiögalaksista pumpuissa , sekstantti A ja B [90] , vaikka on todennäköistä, että kyseessä on pikemminkin gravitaatioon sitoutumaton assosiaatio [91] . Kuitenkin, kun otetaan huomioon 1,3 megaparsekin etäisyys tämän ryhmän massakeskipisteen ja Paikallisen ryhmän massakeskuksen välillä ja se tosiasia, että näiden galaksien radiaalinopeudet ovat odotettua suuremmat niiden sijainnissa taivaanpallolla, ne muodostavat erillinen galaksiryhmä, joka on lähinnä paikallista ryhmää [13] [92] .

Evoluutio

Lähes kaikissa Paikallisen ryhmän galakseissa, paitsi Leo I ja mahdollisesti Leo A galakseissa , on yli 10 miljardia vuotta vanhoja tähtiä. Näin ollen tähtien muodostuminen Paikallisen ryhmän galakseissa alkoi melko äkillisesti, kun taas tähtien muodostumisen historia vaihtelee merkittävästi galakseittain [12] . Vanhojen tähtipopulaatioiden indikaattorina toimivat pallomaiset tähtijoukot muodostuivat melko nopeasti esimerkiksi Linnunradalla ja Suuressa Magellanin pilvessä sekä Kolmiogalaksissa ja Pienessä Magellanin pilvessä pallomaisten tähtijoukkojen muodostuminen. tapahtui vähitellen [6] .

Paikallisen ryhmän yli 10 miljardin vuoden aikana jotkut kääpiögalakseista ovat menettäneet tähtienvälistä kaasua johtuen vuorovaikutuksesta tähtienvälisen väliaineen kanssa. Myös osa kääpiögalakseista tuhoutui törmäyksissä suurten galaksien kanssa. Tulevaisuudessa Linnunradan satelliitit - Magellanin pilvet [1] tuhoutuvat samalla tavalla .

Linnunradan ja Andromedan galaksin välinen törmäys

Ryhmän kahden päägalaksin, Linnunradan ja Andromedan galaksin, uskotaan muodostuneen lähelle toisiaan ja alun perin siirtyneen pois universumin laajenemisen myötä , mutta noin 4 miljardia vuotta sitten keskinäisen vetovoiman vuoksi niiden erottaminen toisistaan. korvattiin konvergenssilla [13] . Nyt galaksit lähestyvät 120 km/s nopeudella, kun taas niiden suhteellinen tangentiaalinen nopeus on pieni, mikä tarkoittaa, että tulevaisuudessa ne törmäävät ja sulautuvat . Tämä tapahtuu 4 miljardin vuoden kuluttua, minkä jälkeen sulautumisprosessi kestää vielä 2 miljardia vuotta, ja sulautumisen seurauksena muodostuu elliptinen galaksi . Kun galaksit sulautuvat yhteen, yksittäisten tähtien törmäykset ovat edelleen epätodennäköisiä tähtien alhaisen pitoisuuden vuoksi, mutta on mahdollista, että aurinkokunta sinkoutuu kauas tuloksena olevan galaksin keskustasta. Triangulum-galaksi osallistuu tähän törmäykseen , ja on mahdollista, että Linnunrata törmää siihen ennen Andromedan galaksia [79] [80] [81] .

Exploring

Edwin Hubble käytti termiä Local Group ensimmäisen kerran vuonna 1936. Linnunradan lisäksi hän osoitti kaksi satelliittiaan paikalliseen ryhmään - Suuret ja pienet Magellanin pilvet , Andromedan galaksin kahdella satelliitilla: M 32 ja NGC 205 , Triangulum galaksin , NGC 6822 ja IC 1613 . Hubble ilmoitti myös, että Paikalliseen ryhmään mahdollisesti kuului kolme muuta galaksia: NGC 6946 , IC 342 ja IC 10 , mutta nyt tiedetään, että vain viimeinen näistä kolmesta galaksista kuuluu paikallisryhmään [93] . Vuoteen 2000 mennessä paikallisryhmässä tunnettiin 35 galaksia. Tätä ennen löydettiin keskimäärin 4 galaksia vuosikymmenessä, mutta sitten löytövauhti kiihtyi merkittävästi, mikä liittyi erityisesti havaintoteknologian ja tietojenkäsittelytyökalujen kehitykseen [13] .

Paikallisen ryhmän galaksit ovat lähimpänä kaikkia muita galakseja ja ovat parhaiten tutkittuja. Paikallisesta ryhmästä löytyy esimerkiksi erittäin alhaisen valoisuuden omaavia kääpiögalakseja, ja paikallisen ryhmän galaksien luminositeettifunktio voidaan mitata paljon pienempiin luminositeettiin kuin muissa ryhmissä [94] . Paikallisen ryhmän galaksit voidaan jakaa yksittäisiksi tähdiksi, ja joidenkin galaksien oikeat liikkeet voidaan myös mitata . Samaan aikaan Paikallisessa ryhmässä oleminen monimutkaistaa sen tutkimista joiltakin osin: esimerkiksi galaksien välisiin kaasupilviin, joissa ei ole tähtiä, ei yleensä ole mahdollista mitata etäisyyttä, mikä tarkoittaa, että on mahdotonta määrittää niiden muita ominaisuudet [84] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Schechterin funktio on muotoa , jossa on galaksien lukumäärä valoisuusalueella , on ominaisvaloisuus ja se on dimensioton parametri [14] [15] .
  2. ↑ Halkaisija mitattuna 25 m per neliösekunti isofootti fotometrisellä kaistalla B [22] .
  3. ↑ 1 2 Massa sisältäen laajennetun pimeän aineen halon

Lähteet

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Zasov A.V. Paikallinen galaksiryhmä . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu: 17.8.2022.
  2. ↑ Sawala T., McAlpine S., Jasche J., Lavaux G., Jenkins A. SIBELIUS-projekti: E Pluribus Unum  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 01-01-2022. - T. 509 . - S. 1432-1446 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab2684 .
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , s. 127.
  4. ↑ 12 David Darling . paikallinen ryhmä . www.daviddarling.info _ Haettu: 17.8.2022.
  5. ↑ Banik I., Zhao H. Paikallisen ryhmän dynaaminen historia ΛCDM:ssä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 01-06-2016. - T. 459 . — S. 2237–2261 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw787 .
  6. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 290.
  7. ↑ van den Bergh, 2000 , s. yksi.
  8. ↑ Siegel E. Voisiko Linnunrata olla massiivisempi kuin Andromeda?  (englanniksi) . Forbes (14. maaliskuuta 2019). Haettu 19. tammikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. joulukuuta 2020.
  9. ↑ Paikallinen ryhmä on galaktinen lähiömme  . EarthSky (8. joulukuuta 2021). Haettu 17. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 10. helmikuuta 2022.
  10. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 1-2.
  11. ↑ Efremov Yu. N. Magellanic Clouds . Astronetti . Haettu: 19.8.2022.
  12. ↑ 1 2 Grebel EK Paikallisen ryhmän tähtien muodostumisen historia . - 2000-06-01. - T. 445 . - S. 87 .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mackie G., Fluke C. Luku 10. Paikallisen ryhmän muodostuminen ja kehitys. . astronomy.swin.edu.au .
  14. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 282.
  15. ↑ Schechter P. Analyyttinen lauseke galaksien luminositeettifunktiolle.  // Astrophysical Journal. - 1976-01-01. - T. 203 . — S. 297–306 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/154079 .
  16. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 280-282.
  17. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 282-283.
  18. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 285-286.
  19. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 287-288.
  20. ↑ Surdin, 2017 , s. 423.
  21. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 5, 280.
  22. ↑ RC3 - ​​Kolmas kirkkaiden galaksien viiteluettelo . heasarc.gsfc.nasa.gov . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  23. ↑ Tulokset objektille MESSIER 031 (M 31) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  24. ↑ M 31 . SIMBAD .
  25. ↑ Kafle PR, Sharma S., Lewis GF, Robotham ASG, Driver SP Nopeuden tarve: Andromedan galaksin pakonopeus ja dynaamiset massamittaukset  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta. - 01-04-2018 - T. 475 . — S. 4043–4054 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty082 .
  26. ↑ Peñarrubia J., Ma Y.-Z., Walker MG, McConnachie A. Paikallisen kosmisen laajentumisen dynaaminen malli  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 01-09-2014. - T. 443 . — S. 2204–2222 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu879 .
  27. ↑ Siegel E. Voisiko Linnunrata olla massiivisempi kuin Andromeda?  (englanniksi) . Forbes . Forbes (14. maaliskuuta 2019). Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 2. joulukuuta 2020.
  28. ↑ Darling D. Paikallinen ryhmä . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  29. ↑ Rakas D. Linnunradan galaksi . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 20. tammikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 20. elokuuta 2021.
  30. ↑ Watkins LL, van der Marel RP, Sohn ST, Evans NW Todisteet keskimassasta Linnunradalta Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motionsista  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 1. maaliskuuta ( nide 873 ). - s. 118 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab089f . Arkistoitu alkuperäisestä 16. helmikuuta 2022.
  31. ↑ Hodge PW Linnunradan  galaksi . Encyclopedia Britannica . Haettu 19. tammikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 19. tammikuuta 2022.
  32. ↑ Combes F., Lequeux J. Linnunrata: rakenne, dynamiikka, muodostuminen ja evoluutio. - Les Ulis: EDP Sciences , 2016. - 195 s. — ISBN 978-2-7598-1915-7 .
  33. ↑ Tulokset objektille MESSIER 033 (M 33) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  34. ↑ M 33 . SIMBAD .
  35. ↑ Kam SZ, Carignan C., Chemin L., Foster T., Elson E. HI Kinematics and Mass Distribution of Messier 33  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - 1. elokuuta ( nide 154 ). - s. 41 . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aa79f3 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2021.
  36. ↑ Tulokset kohteelle Large Magellanic Cloud (LMC) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  37. ↑ LMC . SIMBAD .
  38. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 93.
  39. ↑ Tulokset kohteelle Small Magellanic Cloud (SMC) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  40. ↑ SMC . SIMBAD .
  41. ↑ Harris J., Zaritsky D. Spektroskooppinen tutkimus punaisista jättiläisistä pienessä Magellanin pilvessä. I. Kinematiikka  (englanti)  // The Astronomical Journal. - 2006-05. — Voi. 131 , iss. 5 . — s. 2514–2524 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1086/500974 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. maaliskuuta 2022.
  42. ↑ Tulokset objektille MESSIER 032 (M 32) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  43. ↑ M 32 . SIMBAD .
  44. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 168.
  45. ↑ Tulokset objektille MESSIER 110 (M 110) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  46. ↑ M 110 . SIMBAD .
  47. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 211.
  48. ↑ Tulokset objektille IC 10 . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 19.8.2022.
  49. ↑ IC 10 . SIMBAD .
  50. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 178.
  51. ↑ Tulokset objektille NGC 6822 . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 19.8.2022.
  52. ↑ NGC 6822 . SIMBAD .
  53. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 175.
  54. ↑ Tulokset objektille NGC 185 . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 19.8.2022.
  55. ↑ NGC 185 . SIMBAD .
  56. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 214.
  57. ↑ Tulokset objektille IC 1613 . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 21.8.2022.
  58. ↑ IC 1613 . SIMBAD .
  59. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 185.
  60. ↑ Tulokset objektille NGC 147 . ned.ipac.caltech.edu .
  61. ↑ NGC 147 . SIMBAD .
  62. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 217.
  63. ↑ Tulokset objektille WLM . ned.ipac.caltech.edu .
  64. ↑ Wolf-Lundmark-Melotte . SIMBAD .
  65. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 189.
  66. ↑ Tulokset kohteelle Sagittarius Dwarf Spheroidal . ned.ipac.caltech.edu .
  67. ↑ Sgr dSph . SIMBAD .
  68. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 227.
  69. ↑ Tulokset kohteelle Fornax Dwarf Spheroidal . ned.ipac.caltech.edu .
  70. ↑ Fornax dSph . SIMBAD .
  71. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 221.
  72. ↑ Tulokset kohteelle Pegasus Dwarf Spheroidal . ned.ipac.caltech.edu .
  73. ↑ Peg dSph . SIMBAD .
  74. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 195.
  75. ↑ Surdin, 2017 , s. 126-127, 423.
  76. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 6-7.
  77. ↑ Courteau S., van den Bergh S. Auringon liike suhteessa paikalliseen ryhmään  // The Astronomical Journal. - 1999-07-01. - T. 118 . — S. 337–345 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/300942 .
  78. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 279, 281.
  79. ↑ 1 2 Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224  ) . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 21. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 15. marraskuuta 2010.
  80. ↑ 1 2 Andromedan  galaksi . Tähtitiede . Melbourne: Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 21. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 17. kesäkuuta 2020.
  81. ↑ 1 2 Cowen R. Andromeda törmäyskurssilla Linnunradan  kanssa  // Luonto . - N. Y. : NPG , 2012. - ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/luonto.2012.10765 . Arkistoitu 13. toukokuuta 2020.
  82. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 273.
  83. ↑ High Velocity Cloud . astronomy.swin.edu.au . Haettu: 26. elokuuta 2022.
  84. ↑ 1 2 Pisano DJ, Barnes DG, Gibson BK, Staveley-Smith L., Freeman KC HI paikallisryhmäanalogeissa: Mitä se kertoo galaksin muodostumisesta?  (englanniksi)  // Galaksiryhmät lähiuniversumissa / Saviane I., Ivanov VD, Borissova J.. - Berlin, Heidelberg: Springer, 2007. - P. 33–38 . - ISBN 978-3-540-71173-5 . - doi : 10.1007/978-3-540-71173-5_4 .
  85. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 273-275.
  86. ↑ Superklusteri  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu: 20.8.2022.
  87. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 263.
  88. ↑ Galaksit ja maailmankaikkeus - Galaksiryhmät ja -klusterit . pages.astronomy.ua.edu . Haettu: 21.8.2022.
  89. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 276.
  90. ↑ Sand DJ, Spekkens K., Crnojević D., Hargis JR, Willman B. Antlia B: A Faint Dwarf Galaxy NGC 3109 Associationin jäsen  // The Astrophysical Journal. – 10.10.2015. - T. 812 . - S. L13 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/2041-8205/812/1/L13 .
  91. ↑ Penny SJ, Pimblet KA, Conselice CJ, Brown MJI, Grützbauch R. Vuorovesivuorovaikutukset paikallisen ryhmän reunalla: uusia todisteita vuorovesiominaisuuksista Antlia-kääpiögalaksissa  // The Astrophysical Journal. – 20.10.2012. - T. 758 , no. 2 . - S. L32 . — ISSN 2041-8213 2041-8205, 2041-8213 . - doi : 10.1088/2041-8205/758/2/L32 .
  92. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 263-272.
  93. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 2.
  94. ↑ Trentham N., Sampson L., Banerji M. Galaksin luminositeettifunktio välillä M R = -25 arvoon M R = -9  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta. - 2005-02-01. - T. 357 . — S. 783–792 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08697.x .

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
 Maan sijainti ulkoavaruudessa
Maa → Aurinkokunta → Paikallinen tähtienvälinen pilvi → Paikallinen kupla → Gould Belt → Orion Arm → Linnunrata → Linnunradan alaryhmä → Paikallinen ryhmä → Paikallinen lehti → Paikallinen galaksien superjoukko → Laniakea → Kalat-Cetus-superjoukkokompleksi → Hubblen tilavuus → Metagalaksi → Universe → ? multiversumi                             
Merkki " → " tarkoittaa "sisältyy" tai "on osa"