65. Tähtien jakautuminen galaksissa. Klusterit. Galaxyn yleinen rakenne.
muodon loppu muodon alku Etäisyyksien tunteminen tähtiin mahdollistaa niiden avaruusjakauman ja siten galaksin rakenteen tutkimisen. Tähtien lukumäärän karakterisoimiseksi galaksin eri osissa otetaan käyttöön tähtitiheyden käsite, joka on analoginen molekyylien pitoisuuden käsitteen kanssa. Tähtitiheys on tähtien lukumäärä avaruuden yksikkötilavuudessa. Tilavuusyksiköksi otetaan yleensä 1 kuutioparsek. Auringon läheisyydessä tähtitiheys on noin 0,12 tähteä kuutiometrissä parsekissa, toisin sanoen kunkin tähden keskimääräinen tilavuus on yli 8 ps3; Keskimääräinen tähtien välinen etäisyys on noin 2 ps. Jotta saadaan selville, kuinka tähtitiheys muuttuu eri suuntiin, lasketaan tähtien määrä pinta-alayksikköä (esim. 1 neliöaste) kohti taivaan eri osissa.
Ensimmäinen asia, joka kiinnittää huomiosi tällaisissa laskelmissa, on tähtien pitoisuuden epätavallisen voimakas kasvu lähestyessäsi Linnunradan kaistaa, jonka keskiviiva muodostaa suuren ympyrän taivaalla. Päinvastoin, kun lähestymme tämän ympyrän napaa, tähtien pitoisuus vähenee nopeasti. Tämä tosiasia on jo 1700-luvun lopulla. antoi V. Herschelin tehdä oikean johtopäätöksen, että tähtijärjestelmällämme on litteä muoto ja Auringon tulisi olla lähellä tämän muodostumisen symmetriatasoa pallomainen sektori, jonka säde määräytyy kaavan mukaan
lg r m = 1 + 0,2 (m * M)
muodon loppu muodon alku Sen karakterisoimiseksi, kuinka monta eri valovoimaista tähteä on tietyllä avaruuden alueella, otetaan käyttöön valoisuusfunktio j (M), joka näyttää millä osuudella tähtien kokonaismäärästä on tietty absoluuttinen tähtiarvo suuruusluokkaa esimerkiksi M:stä M + 1:een.
muodon loppu muodon alku Galaksiklusterit ovat gravitaatiosidonnaisia järjestelmiä galaksit, yksi suurimmista rakenteista universumi. Galaksijoukkojen koot voivat olla 108 valovuodet.
Keräykset jaetaan ehdollisesti kahteen tyyppiin:
säännölliset - säännöllisen pallomaiset klusterit, joissa elliptisiä ja linssimäiset galaksit, jossa on selkeästi määritelty keskiosa. Tällaisten klustereiden keskuksissa on jättimäisiä elliptisiä galakseja. Esimerkki tavallisesta klusterista - Veronican hiusrypäle.
epäsäännölliset - klusterit, joilla ei ole tiettyä muotoa, galaksien lukumäärässä säännöllisiä. Tämän lajin klustereita hallitsevat spiraaligalaksit. Esimerkki - Neitsyt-klusteri.
Klusterien massat vaihtelevat välillä 10 13 - 10 15 auringon massat.
Galaksin rakenne
Tähtien jakautumisella galaksissa on kaksi selkeää piirrettä: ensinnäkin erittäin korkea tähtien pitoisuus galaksin tasolla ja toiseksi suuri pitoisuus galaksin keskustassa. Joten jos Auringon läheisyydessä, kiekossa, yksi tähti putoaa 16 kuutioparsekille, niin galaksin keskustassa on 10 000 tähteä yhdessä kuutioparsekissa. Galaxyn tasossa tähtien lisääntymisen lisäksi myös pölyn ja kaasun pitoisuus on lisääntynyt.
Galaksin mitat: - Galaxyn kiekon halkaisija on noin 30 kpc (100 000 valovuotta), - paksuus noin 1000 valovuotta.
Aurinko sijaitsee hyvin kaukana galaksin ytimestä - 8 kpc:n (noin 26 000 valovuoden) etäisyydellä.
Galaxyn keskus sijaitsee Jousimiehen tähdistössä suuntaan? = 17t46.1m, ? = –28°51′.
Galaksi koostuu kiekosta, halosta ja koronasta. Galaksin keskimmäistä, kompaktiinta aluetta kutsutaan ytimeksi. Ytimessä on suuri määrä tähtiä: jokaisessa kuutioparsekissa on tuhansia tähtiä. Jos eläisimme planeetalla lähellä tähtiä, joka sijaitsee lähellä galaksin ydintä, taivaalla näkyisi kymmeniä tähtiä, joiden kirkkaus olisi verrattavissa Kuuhun. Massiivisen mustan aukon oletetaan olevan galaksin keskellä. Lähes kaikki tähtienvälisen väliaineen molekyyliaines on keskittynyt galaktisen levyn rengasmaiselle alueelle (3–7 kpc); siellä on eniten pulsareita, supernovajäänteitä ja infrapunasäteilyn lähteitä. Galaksan keskusalueiden näkyvä säteily on täysin piilotettu meiltä voimakkailla absorboivan aineen kerroksilla.
Galaksi sisältää kaksi pääosajärjestelmää (kaksi komponenttia), jotka ovat sisäkkäin sisäkkäisiä ja gravitaatiosidonnaisesti toisiinsa sidottuina. Ensimmäistä kutsutaan pallomaiseksi - haloksi, sen tähdet ovat keskittyneet kohti galaksin keskustaa, ja galaksin keskustassa korkealla olevan aineen tiheys pienenee melko nopeasti etäisyyden mukaan. Halon keskeistä, tiheintä osaa, joka sijaitsee muutaman tuhannen valovuoden päässä galaksin keskustasta, kutsutaan pullistumaksi. Toinen alajärjestelmä on massiivinen tähtilevy. Se näyttää kahdelta lautaselta, jotka on taitettu reunoista. Tähtien pitoisuus levyssä on paljon suurempi kuin halossa. Levyn sisällä olevat tähdet liikkuvat ympyräreittejä ympäri galaksin keskustaa. Aurinko sijaitsee tähtikiekon spiraalivarsien välissä.
Galaktisen kiekon tähtiä kutsuttiin populaatiotyypiksi I, halon tähdiksi populaatiotyypiksi II. Kiekko, galaksin litteä komponentti, sisältää varhaisten spektriluokkien O ja B tähtiä, tähtiä avoimissa klusteissa ja tummia pölyisiä sumuja. Halot päinvastoin koostuvat objekteista, jotka syntyivät galaksin evoluution alkuvaiheessa: pallomaisten klustereiden tähdistä, RR Lyrae -tyypin tähdistä. Litteän komponentin tähdet erottuvat pallomaisen komponentin tähdistä suurella määrällä raskaita elementtejä. Pallokomponentin väestön ikä on yli 12 miljardia vuotta. Sitä pidetään yleensä itse Galaxyn iänä.
Haloon verrattuna levy pyörii huomattavasti nopeammin. Levyn pyörimisnopeus ei ole sama eri etäisyyksillä keskustasta. Levyn massaksi on arvioitu 150 miljardia M. Levyssä on spiraalihaaroja (holkkeja). Nuoret tähdet ja tähtienmuodostuskeskukset sijaitsevat pääasiassa käsivarsien varrella.
Levy ja sitä ympäröivä halo upotetaan koronaan. Tällä hetkellä uskotaan, että Galaxyn koronan koko on 10 kertaa suurempi kuin levyn koko.
missä H¾ Hubblen vakio. Suhteessa (6.12) V ilmaistuna km/s, a r¾ sisään Mps.
Tätä lakia kutsutaan Hubblen laki . Hubblen vakio pidetään tällä hetkellä H = 72 km/(s∙ Mpc).
Hubblen laki antaa meille mahdollisuuden sanoa niin Universumi laajenee. Tämä ei kuitenkaan suinkaan tarkoita, että galaksimme olisi keskus, josta laajentuminen etenee. Missä tahansa universumin kohdassa tarkkailija näkee saman kuvan: kaikilla galakseilla on niiden etäisyyteen verrannollinen punasiirtymä. Siksi joskus sanotaan, että itse avaruus laajenee. Tämä on tietysti ymmärrettävä ehdollisesti: galaksit, tähdet, planeetat, emmekä me laajene.
Kun tiedämme punasiirtymän arvon esimerkiksi jollekin galaksille, voimme määrittää etäisyyden siihen suurella tarkkuudella käyttämällä Doppler-ilmiön (6.3) ja Hubblen lain suhdetta. Mutta z ³ 0,1:lle tavallista Doppler-kaavaa ei enää voida soveltaa. Käytä tällaisissa tapauksissa suhteellisuusteorian kaavaa:
| . | (6.13) |
Galaksit ovat hyvin harvoin yksittäisiä. Yleensä galaksit löytyvät pieninä ryhminä, joissa on kymmenen jäsentä ja jotka usein yhdistyvät valtaviin satojen ja tuhansien galaksien ryhmiin. Galaksimme on osa ns paikallinen ryhmä, joka sisältää kolme jättimäistä spiraaligalaksia (meidän galaksimme, Andromeda-sumu ja galaksi kolmion tähdistössä) sekä useita kymmeniä elliptisiä ja epäsäännöllisiä kääpiögalaksia, joista suurimmat ovat useita megaparsekkeja pitkiä. . Ne on jaettu epäsäännöllinen ja säännöllinen klustereita. Epäsäännöllisillä klusteilla ei ole säännöllistä muotoa ja niiden ääriviivat ovat epäselviä. Galaksit ovat Magellanin pilviä.
Keskimäärin niissä olevien haloklustereiden koot ovat keskittyneet hyvin heikosti kohti keskustaa. Esimerkki jättimäisestä avoimesta joukosta on lähin galaksijoukko Neitsyen tähdistössä. Taivaalla se on noin 120 neliömetriä. astetta ja sisältää useita tuhansia pääasiassa spiraaligalakseja. Etäisyys tämän klusterin keskustasta on noin 15 Mps.
Säännölliset galaksijoukot ovat kompaktimpia ja symmetrisempiä. Heidän jäsenensä ovat keskittyneet huomattavasti kohti keskustaa. Esimerkki pallomaisesta joukosta on galaksijoukko Coma Berenices -tähdistössä, joka sisältää erittäin suuren määrän elliptisiä ja linssimäisiä galakseja. Se sisältää noin 30 000 galaksia, jotka ovat kirkkaampia kuin 19 valokuvan magnitudia. Etäisyys klusterin keskustaan on noin 100 Mps.
Monet klusterit, jotka sisältävät suuren määrän galakseja, liittyvät tehokkaisiin laajennettuihin röntgensädelähteisiin.
On syytä uskoa, että myös galaksiklusterit ovat puolestaan jakautuneet epätasaisesti. Joidenkin tutkimusten mukaan meitä ympäröivät galaksijoukot ja galaksiryhmät muodostavat suurenmoisen järjestelmän - supergalaksi tai Paikallinen superklusteri. Tässä tapauksessa yksittäiset galaksit ilmeisesti keskittyvät kohti tiettyä tasoa, jota voidaan kutsua Supergalaksin päiväntasaajatasoksi. Juuri keskusteltu galaksijoukko Neitsyen tähdistössä on tällaisen jättimäisen järjestelmän keskellä. Veronica's Hairin klusteri on toisen, lähellä olevan superklusterin keskus.
Universumin havaittavaa osaa kutsutaan yleensä ns Metagalaksi . Metagalaksi koostuu erilaisista havaittavista rakenneosista: galakseista, tähdistä, supernoveista, kvasaareista jne. Havaintomahdollisuutemme rajoittavat metagalaksin mittoja, ja ne ovat tällä hetkellä 10 26 m. On selvää, että käsitys maailmankaikkeuden ulottuvuuksista on hyvin mielivaltainen: todellinen universumi on rajaton eikä pääty mihinkään.
Pitkäaikaiset metagalaksin tutkimukset paljastivat kaksi pääominaisuutta, jotka muodostavat kosmologinen peruspostulaatti:
1. Metagalaksi on homogeeninen ja isotrooppinen suurina määrinä.
2. Metagalaksi ei ole paikallaan.
Yleensä galaksit löytyvät pieninä ryhminä, joissa on kymmenen jäsentä ja jotka usein yhdistyvät valtaviin satojen ja tuhansien galaksien ryhmiin. Galaksimme on osa ns. Paikallista ryhmää, johon kuuluu kolme jättimäistä spiraaligalaksia (meidän galaksimme, Andromeda-sumu ja sumu kolmion tähdistössä) sekä yli 15 elliptistä ja epäsäännöllistä kääpiögalaksia, joista suurin ovat Magellanin pilvet. Galaksijoukkojen keskikoko on noin 3 Mpc. Joissakin tapauksissa niiden halkaisija voi olla yli 10–20 Mpc. Ne on jaettu hajallaan oleviin (epäsäännöllisiin) ja pallomaisiin (säännöllisiin) klustereihin. Avoimilla klustereilla ei ole säännöllistä muotoa ja niiden ääriviivat ovat epäselviä. Niissä olevat galaksit ovat keskittyneet hyvin heikosti kohti keskustaa. Esimerkki jättimäisestä avoimesta joukosta on meitä lähin galaksijoukko Neitsyt (241) tähdistössä. Taivaalla se on noin 120 neliömetriä. astetta ja sisältää useita tuhansia pääasiassa spiraaligalakseja. Etäisyys tämän klusterin keskustaan on noin 11 Mpc. Pallomaiset galaksijoukot ovat tiiviimpiä kuin avoimet ja niillä on pallomainen symmetria. Heidän jäsenensä ovat keskittyneet huomattavasti kohti keskustaa. Esimerkki pallomaisesta joukosta on galaksijoukko Coma Berenices -tähdistössä, joka sisältää suuren määrän elliptisiä ja linssimäisiä galakseja (242). Sen halkaisija on lähes 12 astetta. Se sisältää noin 30 000 galaksia, jotka ovat kirkkaampia kuin 19 valokuvan magnitudia. Etäisyys klusterin keskustaan on noin 70 Mpc. Monet rikkaat galaksiklusterit liittyvät voimakkaisiin laajennettuihin röntgenlähteisiin, joiden luonne liittyy mitä todennäköisimmin kuumaan galaksien väliseen kaasuun, joka on samanlainen kuin yksittäisten galaksien koronat. On syytä uskoa, että myös galaksiklusterit ovat puolestaan jakautuneet epätasaisesti. Joidenkin tutkimusten mukaan meitä ympäröivät galaksijoukot ja -ryhmät muodostavat suurenmoisen järjestelmän - Supergalaksin. Tässä tapauksessa yksittäiset galaksit ilmeisesti keskittyvät kohti tiettyä tasoa, jota voidaan kutsua Supergalaksin päiväntasaajatasoksi. Juuri keskusteltu galaksijoukko Neitsyen tähdistössä on tällaisen jättimäisen järjestelmän keskellä. Supergalaksimme massan tulisi olla noin 1015 auringon massaa ja sen halkaisijan tulisi olla noin 50 Mpc. Tällaisten toisen kertaluvun galaksijoukkojen olemassaolon todellisuus on kuitenkin tällä hetkellä kiistanalainen. Jos ne ovat olemassa, niin vain heikosti ilmaistuna epähomogeenisuutena galaksien jakautumisessa universumissa, koska niiden väliset etäisyydet voivat hieman ylittää niiden kokoa.
Silmiinpistävin piirre pallomaisten klustereiden alueellisessa jakautumisessa galaksissa on voimakas keskittyminen sen keskustaan. Kuvassa Kuvat 8-8 esittävät pallomaisten klustereiden jakautumisen koko taivaanpallolle, tässä galaksin keskipiste on kuvan keskellä, galaksin pohjoisnapa on huipulla. Galaksin tasolla ei ole näkyvää vältettävää vyöhykettä, joten tähtienvälinen sukupuutto levyssä ei piilota meiltä merkittävää määrää klustereita.
Kuvassa Kuvat 8-9 esittävät pallomaisten klustereiden jakautumisen etäisyydellä galaksin keskustasta. Keskipisteessä on voimakas keskittyminen - useimmat pallomaiset klusterit sijaitsevat pallossa, jonka säde on ≈ 10 kpc. Tällä säteellä sijaitsevat melkein kaikki aineesta muodostuneet pallomaiset klusterit. yksi protogalaktinen pilvi ja muodostivat paksun levyn (klusterit > -1,0) ja varsinaisen halon (vähemmän metalliset klusterit, joissa on äärimmäisen siniset vaakahaarat). Metalliköyhät klusterit, joiden vaakasuorat oksat ovat metallisuutensa vuoksi epätavallisen punaisia, muodostavat pallomaisen alajärjestelmän akkreditoitu halo säde ≈ 20 kpc. Samaan osajärjestelmään kuuluu kymmenkunta kauempana olevaa klusteria (ks. kuva 8-9), joiden joukossa on useita esineitä, joiden metallipitoisuus on poikkeuksellisen korkea.
Kasautuneen halon klusterien uskotaan valitsevan galaksin gravitaatiokentän satelliittigalakseista. Kuvassa Kuvat 8-10 esittävät kaaviomaisesti tämän rakenteen Borkovan ja Marsakovin mukaan Southern Federal Universitystä. Tässä kirjain C tarkoittaa galaksin keskustaa, S on Auringon likimääräinen sijainti. Samanaikaisesti korkean metallipitoisuuden omaavat kertymät kuuluvat litteään alajärjestelmään. Pysähdymme kappaleiden 11.3 ja § 14.3 yksityiskohtaisempaan perusteluihin pallomaisten klustereiden jakamisesta osajärjestelmiin.
Pallomaiset klusterit ovat yleisiä myös muissa galakseissa, ja niiden spatiaalinen jakauma spiraaligalakseissa muistuttaa jakautumaa galaksissamme. Eroaa huomattavasti Magellanin pilvien galaktisista klusteista. Suurin ero on se, että vanhojen esineiden ohella, kuten galaksissamme, Magellanin pilvissä havaitaan myös nuoria klustereita - niin sanottuja sinisiä pallomaisia klustereita. Luultavasti Magellanin pilvissä pallomaisten klustereiden muodostumisen aikakausi joko jatkuu tai päättyi suhteellisen äskettäin. Näyttää siltä, että galaksissamme ei ole Magellanin pilvien sinisiä klustereita vastaavia nuoria pallojoukkoja, joten galaksissamme pallomaisten klustereiden muodostumisen aikakausi päättyi hyvin kauan sitten.
Pallomaiset klusterit ovat kehittyviä esineitä, jotka menettävät vähitellen tähtiä prosessin aikana. dynaaminen kehitys . Siten kaikki klusterit, joista oli mahdollista saada korkealaatuinen optinen kuva, osoittivat jälkiä vuorovesivuorovaikutuksesta galaksin kanssa laajennettujen muodonmuutosten (vuorovesipyrstöjen) muodossa. Tällä hetkellä tällaisia kadonneita tähtiä havaitaan myös tähtitiheyden lisääntymisenä tähtijoukkojen galaktisilla kiertoradoilla. Jotkut galaksin keskuksen lähellä kiertävät klusterit tuhoutuvat sen vuoroveden vaikutuksesta. Samaan aikaan myös klustereiden galaktiset kiertoradat kehittyvät dynaamisen kitkan vuoksi.
Kuvassa 8-11 on riippuvuuskaavio pallomaisten klustereiden massat
galaktosentrisistä asennoistaan. Katkoviivat merkitsevät pallomaisten klustereiden hitaan kehittymisen aluetta. Ylempi viiva vastaa massan kriittistä arvoa, joka on stabiili dynaamisen kitkan vaikutuksia
, mikä johtaa massiivisen tähtijoukon hidastumiseen ja sen putoamiseen galaksin keskustaan, ja alempaan - hajoamisvaikutukset
ottaen huomioon vuorovesiklusterit galaktisen tason läpi lennon aikana. Syy dynaamiseen kitkaan on ulkoinen: kentän tähtien läpi liikkuva massiivinen pallojoukko vetää puoleensa matkallaan kohtaamiaan tähtiä ja pakottaa ne lentämään itsensä ympäri takana hyperbolista lentorataa pitkin, minkä seurauksena tähtien tiheys kasvaa. sen takana luoden hidastuvan kiihtyvyyden. Tämän seurauksena klusteri hidastuu ja alkaa lähestyä galaktista keskustaa spiraalirataa pitkin, kunnes se putoaa siihen rajallisessa ajassa. Mitä suurempi klusterin massa, sitä lyhyempi tämä aika. Pallomaisten klustereiden hajoaminen (haihtuminen) johtuu tähtien ja tähtien välisen rentoutumisen sisäisestä mekanismista, joka toimii jatkuvasti joukossa jakaa tähdet Maxwellin lain mukaisten nopeuksien mukaan. Tämän seurauksena tähdet, jotka ovat saaneet suurimmat nopeuden lisäykset, poistuvat järjestelmästä. Tätä prosessia kiihdyttää merkittävästi klusterin kulkeminen lähellä galaktista ydintä ja galaktisen kiekon läpi. Näin ollen voidaan suurella todennäköisyydellä sanoa, että kaaviossa näiden kahden viivan rajaaman alueen ulkopuolella olevat klusterit ovat jo lopettamassa elämänsä.
Se on mielenkiintoista kasaantuneet pallomaiset klusterit löytää massojen riippuvuuden asemastaan galaksissa. Kuvan kiinteät viivat edustavat suoria regressioita geneettisesti läheisille (mustat pisteet) ja kasautuneille (avoimet ympyrät) pallomaisille klusteille. Voidaan nähdä, että geneettisesti toisiinsa liittyvät klusterit eivät näytä muutosta keskimääräisessä massassa etäisyyden kasvaessa galaktisen keskustasta. Toisaalta akkreditoiduilla klustereilla on selvä antikorrelaatio. Siten herää kysymys, johon on vastattava, miksi ulommassa halossa on kasvava massiivinen pallomaisten klustereiden alijäämä galaktosentrisen etäisyyden kasvaessa (lähes tyhjä oikea yläkulma kaaviossa)?
Yleensä galaksit löytyvät pieninä ryhminä, joissa on kymmenen jäsentä ja jotka usein yhdistyvät valtaviin satojen ja tuhansien galaksien ryhmiin. Galaksimme on osa ns. Paikallista ryhmää, johon kuuluu kolme jättimäistä spiraaligalaksia (meidän galaksimme, Andromeda-sumu ja sumu kolmion tähdistössä) sekä yli 15 elliptistä ja epäsäännöllistä kääpiögalaksia, joista suurin ovat Magellanin pilvet. Galaksijoukkojen keskikoko on noin 3 Mpc. Joissakin tapauksissa niiden halkaisija voi ylittää 10–20 Mps. Ne on jaettu hajallaan oleviin (epäsäännöllisiin) ja pallomaisiin (säännöllisiin) klustereihin. Avoimilla klustereilla ei ole säännöllistä muotoa ja niiden ääriviivat ovat epäselviä. Niissä olevat galaksit ovat keskittyneet hyvin heikosti kohti keskustaa. Esimerkki jättimäisestä avoimesta joukosta on lähin galaksijoukko Neitsyen tähdistössä. Taivaalla se on noin 120 neliömetriä. astetta ja sisältää useita tuhansia pääasiassa spiraaligalakseja. Etäisyys tämän klusterin keskustaan on noin 11 Mpc. Pallomaiset galaksijoukot ovat tiiviimpiä kuin avoimet ja niillä on pallomainen symmetria. Heidän jäsenensä ovat keskittyneet huomattavasti kohti keskustaa. Esimerkki pallomaisesta joukosta on galaksijoukko Coma Berenices -tähdistössä, joka sisältää paljon elliptisiä ja linssimäisiä galakseja (kuva 242). Sen halkaisija on lähes 12 astetta. Se sisältää noin 30 000 galaksia, jotka ovat kirkkaampia kuin 19 valokuvan magnitudia. Etäisyys klusterin keskustaan on noin 70 Mpc. Monet rikkaat galaksiklusterit liittyvät voimakkaisiin laajennettuihin röntgenlähteisiin, joiden luonne liittyy mitä todennäköisimmin kuumaan galaksien väliseen kaasuun, joka on samanlainen kuin yksittäisten galaksien koronat.
On syytä uskoa, että myös galaksiklusterit ovat puolestaan jakautuneet epätasaisesti. Joidenkin tutkimusten mukaan meitä ympäröivät galaksijoukot ja -ryhmät muodostavat suurenmoisen järjestelmän - Supergalaksin. Tässä tapauksessa yksittäiset galaksit ilmeisesti keskittyvät kohti tiettyä tasoa, jota voidaan kutsua Supergalaksin päiväntasaajatasoksi. Juuri keskusteltu galaksijoukko Neitsyen tähdistössä on tällaisen jättimäisen järjestelmän keskellä. Supergalaksimme massan tulisi olla noin 1015 auringon massaa ja sen halkaisijan tulisi olla noin 50 Mpc. Tällaisten toisen kertaluvun galaksijoukkojen olemassaolon todellisuus on kuitenkin tällä hetkellä kiistanalainen. Jos ne ovat olemassa, niin vain heikosti ilmaistuna epähomogeenisuutena galaksien jakautumisessa universumissa, koska niiden väliset etäisyydet voivat hieman ylittää niiden kokoa. Galaksien evoluutiosta Tähtien ja tähtienvälisen aineen kokonaismäärän suhde galaksissa muuttuu ajan myötä, koska tähdet muodostuvat tähtienvälisestä diffuusiaineesta ja evoluutiopolkunsa lopussa ne palauttavat vain osan aineesta tähtienväliseen avaruuteen; osa siitä jää valkoisiin kääpiöihin. Näin ollen tähtienvälisen aineen määrän galaksissamme pitäisi vähentyä ajan myötä. Saman pitäisi tapahtua muissa galakseissa. Tähtien syvyyksissä käsitelty galaksin aine muuttaa vähitellen kemiallista koostumustaan, rikastuen heliumilla ja raskailla alkuaineilla. Oletetaan, että galaksi muodostui kaasupilvestä, joka koostui pääasiassa vedystä. On jopa mahdollista, ettei se sisältänyt vedyn lisäksi muita alkuaineita. Helium ja raskaat alkuaineet muodostuivat tässä tapauksessa tähtien sisällä tapahtuneiden lämpöydinreaktioiden seurauksena. Raskaiden alkuaineiden muodostuminen alkaa kolmoisheliumreaktiolla 3He4 ® C 12, sitten C 12 yhdistyy a-hiukkasten, protonien ja neutronien kanssa, näiden reaktioiden tuotteet muuttuvat edelleen ja siten syntyy yhä monimutkaisempia ytimiä. Raskaimpien ytimien, kuten uraanin ja toriumin, muodostumista ei kuitenkaan voida selittää asteittaisella kasvulla. Tässä tapauksessa joutuisi väistämättä käymään läpi epästabiilien radioaktiivisten isotooppien vaihe, joka hajoaisi nopeammin kuin ne voisivat vangita seuraavan nukleonin. Siksi oletetaan, että jaksollisen järjestelmän lopussa olevat raskaimmat alkuaineet muodostuvat supernovaräjähdyksen aikana. Supernovaräjähdys on seurausta tähden nopeasta supistumisesta. Samaan aikaan lämpötila nousee katastrofaalisesti, supistuvassa ilmakehässä tapahtuu ketjutermoydinreaktioita ja syntyy voimakkaita neutronivirtoja. Neutronivirtojen intensiteetti voi olla niin suuri, että epävakaat väliytimet eivät ehdi romahtaa. Ennen kuin se tapahtuu, ne vangitsevat uusia neutroneja ja muuttuvat vakaiksi. Kuten jo mainittiin, raskaiden elementtien runsaus pallomaisen komponentin tähdissä on paljon pienempi kuin litteän osajärjestelmän tähdissä. Tämä selittyy ilmeisesti sillä, että pallomaisen komponentin tähdet muodostuivat aivan galaksin evoluution alkuvaiheessa, jolloin tähtienvälisessä kaasussa oli vielä vähän raskaita alkuaineita. Tuolloin tähtienvälinen kaasu oli lähes pallomainen pilvi, jonka pitoisuus kasvoi kohti keskustaa. Myös tällä aikakaudella muodostuneet pallomaisen komponentin tähdet säilyttivät saman jakauman. Tähtienvälisten kaasupilvien törmäysten seurauksena niiden nopeus väheni vähitellen, liike-energia muuttui lämpöenergiaksi ja kaasupilven yleinen muoto ja koko muuttuivat. Laskelmat osoittavat, että nopean pyörimisen tapauksessa tällaisen pilven olisi pitänyt olla litteän levyn muotoinen, mitä havaitsemme galaksissamme. Myöhemmin muodostuneet tähdet muodostavat siksi tasaisen alajärjestelmän. Kun tähtienvälinen kaasu muodostui litteäksi levyksi, se oli käsitelty tähtien sisällä, raskaiden alkuaineiden runsaus oli lisääntynyt merkittävästi ja litteän komponentin tähdet olivat siksi myös runsaasti raskaita alkuaineita. Usein litteän komponentin tähdet kutsutaan toisen sukupolven tähdiksi ja pallomaisen komponentin tähdet ensimmäisen sukupolven tähdiksi, jotta voidaan korostaa sitä tosiasiaa, että litteän komponentin tähdet muodostuivat aineesta, joka oli jo ollut tähtien sisällä. Muiden spiraaligalaksien evoluutio etenee luultavasti samalla tavalla. Spiraalivarsien muoto, joihin tähtienvälinen kaasu on keskittynyt, määräytyy ilmeisesti yleisen galaktisen magneettikentän voimalinjojen suunnasta. Magneettikentän elastisuus, johon tähtienvälinen kaasu on "liimattu", rajoittaa kaasumaisen kiekon litistymistä. Jos vain painovoima vaikuttaisi tähtienväliseen kaasuun, sen puristus jatkuisi loputtomiin. Tässä tapauksessa suuren tiheytensä vuoksi se tiivistyisi nopeasti tähdiksi ja käytännössä katoaisi. On syytä uskoa, että tähtien muodostumisnopeus on suunnilleen verrannollinen tähtienvälisen kaasun tiheyden neliöön.
Jos galaksi pyörii hitaasti, tähtienvälinen kaasu kerääntyy keskelle painovoiman vaikutuksesta. Ilmeisesti tällaisissa galakseissa magneettikenttä on heikompi ja estää tähtienvälisen kaasun puristumista vähemmän kuin nopeasti pyörivissä galakseissa. Tähtienvälisen kaasun suuri tiheys keskialueella johtaa siihen, että se kuluu nopeasti ja muuttuu tähdiksi. Tämän seurauksena hitaasti pyörivien galaksien tulisi olla muodoltaan suunnilleen pallomaisia ja tähtitiheyden jyrkkä kasvu keskellä. Tiedämme, että elliptisillä galakseilla on juuri sellaisia ominaisuuksia. Ilmeisesti syy niiden eroon spiraalimaisista on hitaampi pyöriminen. Edellä sanotun perusteella on myös selvää, miksi elliptisessä galaksissa on vähän varhaisten luokkien tähtiä ja vähän tähtienvälistä kaasua.
Siten galaksien evoluutio voidaan jäljittää suunnilleen pallomaisen kaasupilven vaiheesta. Pilvi koostuu vedystä, se ei ole tasainen. Erilliset kaasupaakut, liikkuvat, törmäävät toisiinsa - kineettisen energian menetys johtaa pilven puristumiseen. Jos se pyörii nopeasti, saadaan spiraaligalaksi, jos se pyörii hitaasti, elliptinen. On luonnollista kysyä, miksi maailmankaikkeuden aine hajosi erillisiksi kaasupilviksi, joista tuli myöhemmin galakseja, miksi tarkkailemme näiden galaksien laajenemista, missä muodossa aine oli maailmankaikkeudessa ennen galaksien muodostumista.
