65. Distribusi bintang di Galaksi. Cluster. Struktur Umum Galaksi.
akhir bentuk awal bentuk Mengetahui jarak ke bintang memungkinkan kita untuk mendekati studi distribusi mereka di ruang angkasa, dan karenanya struktur Galaksi. Untuk mengkarakterisasi jumlah bintang di berbagai bagian Galaksi, konsep kerapatan bintang diperkenalkan, yang analog dengan konsep konsentrasi molekul. Kepadatan bintang adalah jumlah bintang dalam satuan volume ruang. Satuan volume biasanya diambil menjadi 1 parsec kubik. Di sekitar Matahari, kepadatan bintang adalah sekitar 0,12 bintang per kubik kubik, dengan kata lain, setiap bintang memiliki volume rata-rata lebih dari 8 ps3; jarak rata-rata antara bintang-bintang adalah sekitar 2 ps. Untuk mengetahui bagaimana kepadatan bintang berubah dalam arah yang berbeda, jumlah bintang per satuan luas (misalnya, 1 derajat persegi) di berbagai bagian langit dihitung.
Hal pertama yang menarik perhatian dalam perhitungan semacam itu adalah peningkatan luar biasa kuat dalam konsentrasi bintang-bintang ketika seseorang mendekati pita Bima Sakti, garis tengahnya membentuk lingkaran besar di langit. Sebaliknya, saat kita mendekati kutub lingkaran ini, konsentrasi bintang berkurang dengan cepat. Fakta ini sudah di akhir abad ke-18. memungkinkan V. Herschel untuk menarik kesimpulan yang benar bahwa sistem bintang kita memiliki bentuk oblate, dan Matahari harus dekat dengan bidang simetri formasi ini.sektor bola, jari-jarinya ditentukan oleh rumus
lg r m = 1 + 0,2 (m * M)
akhir bentuk awal bentuk Untuk mengkarakterisasi berapa banyak bintang dengan luminositas berbeda yang terkandung di wilayah ruang tertentu, fungsi luminositas j (M) diperkenalkan, yang menunjukkan berapa proporsi jumlah total bintang yang memiliki nilai bintang absolut tertentu. besarnya, katakanlah, dari M ke M + 1.
akhir bentuk awal bentuk Gugus galaksi adalah sistem yang terikat secara gravitasi galaksi, salah satu struktur terbesar di semesta. Ukuran gugusan galaksi bisa mencapai 10 8 tahun cahaya.
Akumulasi secara kondisional dibagi menjadi dua jenis:
teratur - kelompok bentuk bola biasa, di mana elips dan galaksi lenticular, dengan bagian tengah yang jelas. Di pusat gugusan tersebut terdapat galaksi elips raksasa. Contoh cluster reguler - Gugusan Rambut Veronica.
tidak teratur - kelompok tanpa bentuk yang pasti, lebih rendah daripada yang teratur dalam jumlah galaksi. Gugus spesies ini didominasi oleh galaksi spiral. Contoh - Gugus Virgo.
Massa cluster bervariasi dari 10 13 hingga 10 15 massa matahari.
Struktur galaksi
Distribusi bintang di Galaksi memiliki dua ciri yang menonjol: pertama, konsentrasi bintang yang sangat tinggi di bidang galaksi, dan kedua, konsentrasi besar di pusat Galaksi. Jadi, jika di sekitar Matahari, dalam piringan, satu bintang jatuh pada 16 pars kubik, maka di pusat Galaksi ada 10.000 bintang dalam satu pars kubik. Di bidang Galaksi, selain peningkatan konsentrasi bintang, juga terjadi peningkatan konsentrasi debu dan gas.
Dimensi Galaksi: - diameter piringan galaksi sekitar 30 kpc (100.000 tahun cahaya), - ketebalannya sekitar 1000 tahun cahaya.
Matahari terletak sangat jauh dari inti Galaksi - pada jarak 8 kpc (sekitar 26.000 tahun cahaya).
Pusat galaksi terletak di konstelasi Sagitarius dengan arah? = 17j46.1m, ? = –28°51′.
Galaksi terdiri dari piringan, lingkaran cahaya, dan korona. Bagian tengah galaksi yang paling kompak disebut nukleus. Ada konsentrasi tinggi bintang di inti: ada ribuan bintang di setiap parsec kubik. Jika kita tinggal di planet dekat bintang yang terletak di dekat inti Galaksi, maka lusinan bintang akan terlihat di langit, sebanding dengan kecerahan Bulan. Sebuah lubang hitam besar diasumsikan ada di pusat galaksi. Hampir semua materi molekuler medium antarbintang terkonsentrasi di wilayah annular cakram galaksi (3–7 kpc); ada jumlah terbesar pulsar, sisa-sisa supernova dan sumber radiasi inframerah. Radiasi yang terlihat dari daerah pusat Galaksi sepenuhnya tersembunyi dari kita oleh lapisan materi penyerap yang kuat.
Galaksi berisi dua subsistem utama (dua komponen), bersarang satu ke yang lain dan terikat secara gravitasi satu sama lain. Yang pertama disebut bola - lingkaran cahaya, bintang-bintangnya terkonsentrasi ke pusat galaksi, dan kepadatan materi, yang tinggi di pusat galaksi, berkurang cukup cepat dengan jarak darinya. Bagian tengah dan terpadat dari halo dalam jarak beberapa ribu tahun cahaya dari pusat Galaksi disebut tonjolan. Subsistem kedua adalah piringan bintang besar. Sepertinya dua piring dilipat di tepinya. Konsentrasi bintang di piringan jauh lebih besar daripada di lingkaran cahaya. Bintang-bintang di dalam piringan bergerak dalam jalur melingkar di sekitar pusat Galaksi. Matahari terletak di piringan bintang di antara lengan spiral.
Bintang-bintang cakram galaksi disebut populasi tipe I, bintang-bintang halo - populasi tipe II. Disk, komponen datar Galaksi, termasuk bintang-bintang kelas spektral awal O dan B, bintang-bintang dalam gugus terbuka, dan nebula berdebu gelap. Halo, sebaliknya, terdiri dari objek yang muncul pada tahap awal evolusi Galaksi: bintang dari gugus bola, bintang dari tipe RR Lyrae. Bintang-bintang dari komponen datar, dibandingkan dengan bintang-bintang dari komponen bola, dibedakan oleh kelimpahan elemen berat yang tinggi. Usia populasi komponen bola melebihi 12 miliar tahun. Biasanya diambil sebagai usia Galaxy itu sendiri.
Dibandingkan dengan halo, disk berputar lebih cepat. Kecepatan rotasi disk tidak sama pada jarak yang berbeda dari pusat. Massa piringan diperkirakan 150 miliar M. Ada cabang spiral (lengan) di piringan. Bintang muda dan pusat pembentukan bintang terletak terutama di sepanjang lengan.
Cakram dan lingkaran cahaya yang mengelilinginya terbenam dalam korona. Saat ini diyakini bahwa ukuran korona Galaxy 10 kali lebih besar dari ukuran piringan.
di mana H konstanta Hubble. Sehubungan (6.12) V dinyatakan dalam km/s, sebuah r¾ di Mps.
Hukum ini disebut Hukum Hubble . Konstanta Hubble saat ini dianggap H = 72 km/(s∙Mpc).
Hukum Hubble memungkinkan kita untuk mengatakan bahwa Alam semesta mengembang. Namun, ini tidak berarti sama sekali bahwa Galaxy kita adalah pusat dari mana ekspansi berlangsung. Di setiap titik di Semesta, pengamat akan melihat gambar yang sama: semua galaksi memiliki pergeseran merah yang sebanding dengan jaraknya. Oleh karena itu, kadang-kadang dikatakan bahwa ruang itu sendiri berkembang. Ini, tentu saja, harus dipahami secara kondisional: galaksi, bintang, planet, dan kita tidak berkembang.
Mengetahui nilai pergeseran merah, misalnya, untuk beberapa galaksi, kita dapat menentukan jaraknya dengan sangat akurat menggunakan rasio efek Doppler (6.3) dan hukum Hubble. Tetapi untuk z 0,1, rumus Doppler biasa tidak berlaku lagi. Dalam kasus seperti itu, gunakan rumus dari teori relativitas khusus:
| . | (6.13) |
Galaksi sangat jarang tunggal. Biasanya galaksi ditemukan dalam kelompok kecil yang terdiri dari sepuluh anggota, sering digabungkan menjadi kelompok besar yang terdiri dari ratusan dan ribuan galaksi. Galaksi kita adalah bagian dari apa yang disebut grup lokal, yang mencakup tiga galaksi spiral raksasa (Galaksi kita, nebula Andromeda, dan galaksi di konstelasi Triangulum), serta beberapa lusin galaksi elips kerdil dan tidak beraturan, yang terbesar di antaranya panjangnya beberapa megaparsec. . Mereka dibagi menjadi tidak teratur dan reguler cluster. Cluster tidak beraturan tidak memiliki bentuk yang teratur dan memiliki garis yang kabur. Galaksi-galaksi tersebut adalah Awan Magellan.
Rata-rata, ukuran gugus halo di dalamnya terkonsentrasi sangat lemah ke arah pusat. Contoh cluster terbuka raksasa adalah cluster galaksi terdekat di konstelasi Virgo. Di langit, ia menempati sekitar 120 meter persegi. derajat dan berisi beberapa ribu galaksi spiral. Jarak ke pusat cluster ini sekitar 15 Mps.
Gugus galaksi biasa lebih kompak dan simetris. Anggota mereka terlihat terkonsentrasi ke tengah. Contoh gugus bola adalah gugusan galaksi di konstelasi Coma Berenices, yang berisi sejumlah besar galaksi elips dan lentikular. Ini berisi sekitar 30.000 galaksi yang lebih terang dari 19 magnitudo fotografis. Jarak ke pusat cluster sekitar 100 Mps.
Sumber sinar-X diperpanjang yang kuat dikaitkan dengan banyak gugus yang berisi sejumlah besar galaksi.
Ada alasan untuk percaya bahwa gugusan galaksi, pada gilirannya, juga terdistribusi secara tidak merata. Menurut beberapa penelitian, gugusan dan kelompok galaksi di sekitar kita membentuk sistem yang megah - supergalaxy atau superkluster lokal. Dalam hal ini, masing-masing galaksi tampaknya berkonsentrasi pada bidang tertentu, yang dapat disebut bidang ekuator Supergalaxy. Gugus galaksi yang baru saja dibahas di konstelasi Virgo berada di pusat sistem raksasa tersebut. Cluster di Veronica's Hair adalah pusat dari supercluster lain di dekatnya.
Bagian alam semesta yang dapat diamati biasanya disebut Metagalaxy . Sebuah metagalaxy terdiri dari berbagai elemen struktural yang dapat diamati: galaksi, bintang, supernova, quasar, dll. Dimensi Metagalaxy dibatasi oleh kemungkinan pengamatan kami dan saat ini diambil sama dengan 10 26 m Jelas bahwa konsep dimensi Semesta sangat arbitrer: Semesta yang sebenarnya tidak terbatas dan tidak berakhir di mana pun.
Studi jangka panjang dari Metagalaxy mengungkapkan dua sifat utama yang membentuk postulat kosmologis dasar:
1. Metagalaxy homogen dan isotropik dalam volume besar.
2. Metagalaxy tidak stasioner.
Biasanya galaksi ditemukan dalam kelompok kecil yang terdiri dari sepuluh anggota, sering digabungkan menjadi kelompok besar yang terdiri dari ratusan dan ribuan galaksi. Galaksi kita adalah bagian dari apa yang disebut Grup Lokal, yang mencakup tiga galaksi spiral raksasa (Galaksi kita, nebula Andromeda, dan nebula di konstelasi Triangulum), serta lebih dari 15 galaksi elips dan tidak beraturan kerdil, yang terbesar di antaranya adalah Awan Magellan. Ukuran rata-rata gugus galaksi adalah sekitar 3 Mpc. Dalam beberapa kasus, diameternya bisa melebihi 10-20 Mpc. Mereka dibagi menjadi cluster tersebar (tidak teratur) dan bola (reguler). Cluster terbuka tidak memiliki bentuk yang teratur dan memiliki garis yang kabur. Galaksi-galaksi di dalamnya sangat lemah terkonsentrasi ke arah pusat. Contoh cluster terbuka raksasa adalah cluster galaksi terdekat dengan kita di konstelasi Virgo (241). Di langit, ia menempati sekitar 120 meter persegi. derajat dan berisi beberapa ribu galaksi spiral. Jarak ke pusat cluster ini sekitar 11 Mpc. Gugus galaksi bulat lebih kompak daripada galaksi terbuka dan memiliki simetri bola. Anggota mereka terlihat terkonsentrasi ke tengah. Contoh gugus bola adalah gugusan galaksi di konstelasi Coma Berenices, yang berisi sejumlah besar galaksi elips dan lentikular (242). Diameternya hampir 12 derajat. Ini berisi sekitar 30.000 galaksi yang lebih terang dari 19 magnitudo fotografis. Jarak ke pusat cluster sekitar 70 Mpc. Banyak gugusan galaksi yang kaya dikaitkan dengan sumber sinar-X diperpanjang yang kuat, yang sifatnya kemungkinan besar terkait dengan keberadaan gas intergalaksi panas, mirip dengan korona dari masing-masing galaksi. Ada alasan untuk percaya bahwa gugusan galaksi, pada gilirannya, juga terdistribusi secara tidak merata. Menurut beberapa penelitian, gugusan dan kelompok galaksi di sekitar kita membentuk sistem megah - Supergalaxy. Dalam hal ini, masing-masing galaksi tampaknya berkonsentrasi pada bidang tertentu, yang dapat disebut bidang ekuator Supergalaxy. Gugus galaksi yang baru saja dibahas di konstelasi Virgo berada di pusat sistem raksasa tersebut. Massa Supergalaxy kita harus sekitar 1015 massa matahari, dan diameternya harus sekitar 50 Mpc. Namun, realitas keberadaan gugusan galaksi orde kedua tersebut saat ini masih kontroversial. Jika mereka ada, maka hanya sebagai ketidakhomogenan yang diekspresikan secara lemah dari distribusi galaksi di Semesta, karena jarak di antara mereka dapat sedikit melebihi ukurannya.
Fitur yang paling mencolok dari distribusi spasial gugus bola di Galaksi adalah konsentrasi yang kuat menuju pusatnya. pada gambar. 8-8 menunjukkan distribusi gugus bola di seluruh bola langit, di sini pusat Galaksi berada di tengah gambar, kutub utara Galaksi berada di atas. Tidak ada zona penghindaran yang terlihat di sepanjang bidang Galaksi, sehingga kepunahan antarbintang di piringan tidak menyembunyikan sejumlah besar kluster dari kita.
pada gambar. 8-9 menunjukkan distribusi gugus bola di sepanjang jarak dari pusat Galaksi. Ada konsentrasi yang kuat menuju pusat - sebagian besar gugus bola terletak di bola dengan radius 10 kpc. Dalam radius inilah hampir semua gugus bola yang terbentuk dari materi berada. awan protogalaksi tunggal dan membentuk subsistem dari cakram tebal (cluster dengan > -1.0) dan halo yang tepat (cluster yang lebih sedikit metalik dengan cabang horizontal biru yang ekstrem). Cluster miskin-logam dengan cabang-cabang horizontal berwarna merah anomali karena metalisitasnya membentuk subsistem spheroidal halo yang bertambah radius 20 kpc. Sekitar selusin cluster yang lebih jauh termasuk dalam subsistem yang sama (lihat Gambar 8-9), di antaranya ada beberapa objek dengan kandungan logam yang sangat tinggi.
Gugusan halo yang bertambah diyakini dipilih oleh medan gravitasi galaksi dari galaksi satelit. pada gambar. 8-10 secara skematis menunjukkan struktur ini menurut Borkova dan Marsakov dari Universitas Federal Selatan. Di sini, huruf C menunjukkan pusat Galaksi, S adalah perkiraan posisi Matahari. Pada saat yang sama, akumulasi dengan kandungan logam yang tinggi termasuk dalam subsistem oblate. Kami akan membahas lebih rinci tentang pembagian gugus bola menjadi subsistem di 11.3 dan 14.3.
Gugus bola juga umum di galaksi lain, dan distribusi spasialnya di galaksi spiral menyerupai distribusi di Galaksi kita. Sangat berbeda dari gugusan Galaksi Awan Magellan. Perbedaan utama adalah bahwa bersama dengan benda-benda tua, sama seperti di Galaksi kita, gugusan muda juga diamati di Awan Magellan - yang disebut gugus bola biru. Mungkin, di Awan Magellan, zaman pembentukan gugus bola berlanjut atau berakhir relatif baru-baru ini. Tampaknya tidak ada gugus bola muda di Galaksi kita yang mirip dengan gugus biru Awan Magellan, sehingga era pembentukan gugus bola di Galaksi kita sudah berakhir sejak lama.
Gugus bola adalah objek berevolusi yang secara bertahap kehilangan bintang dalam prosesnya. evolusi dinamis . Dengan demikian, semua cluster yang memungkinkan untuk memperoleh gambar optik berkualitas tinggi menunjukkan jejak interaksi pasang surut dengan Galaxy dalam bentuk deformasi yang diperpanjang (ekor pasang surut). Saat ini, bintang yang hilang tersebut juga diamati dalam bentuk peningkatan kepadatan bintang di sepanjang orbit galaksi gugus. Beberapa cluster yang mengorbit dekat pusat galaksi dihancurkan oleh aksi pasang surutnya. Pada saat yang sama, orbit gugusan galaksi juga berevolusi karena gesekan dinamis.
pada gambar. 8-11 adalah diagram ketergantungan massa gugus bola
dari posisi galaktosentrik mereka. Garis putus-putus menandai wilayah evolusi lambat gugus bola. Garis atas sesuai dengan nilai kritis massa yang stabil untuk efek gesekan dinamis
, yang mengarah pada perlambatan gugus bintang masif dan jatuhnya ke pusat Galaksi, dan yang lebih rendah - untuk efek disipasi
dengan mempertimbangkan kelompok pasang surut selama penerbangan melalui bidang galaksi. Alasan untuk gesekan dinamis adalah eksternal: gugus bola besar yang bergerak melalui bintang-bintang di medan menarik bintang-bintang yang ditemuinya di jalan dan memaksa mereka untuk terbang di sekitar dirinya sendiri di belakang sepanjang lintasan hiperbolik, yang dengannya peningkatan kepadatan bintang terbentuk. di belakangnya, menciptakan akselerasi yang melambat. Akibatnya, cluster melambat dan mulai mendekati pusat galaksi sepanjang lintasan spiral hingga jatuh di atasnya dalam waktu yang terbatas. Semakin besar massa cluster, semakin pendek waktu ini. Disipasi (penguapan) gugus bola terjadi karena mekanisme internal relaksasi bintang-bintang yang terus-menerus beroperasi di gugus, mendistribusikan bintang menurut kecepatan menurut hukum Maxwell. Akibatnya, bintang-bintang yang menerima peningkatan kecepatan terbesar meninggalkan sistem. Proses ini dipercepat secara signifikan oleh perjalanan gugus di dekat inti galaksi dan melalui cakram galaksi. Jadi, dengan probabilitas tinggi, kita dapat mengatakan bahwa kelompok-kelompok yang terletak pada diagram di luar area yang dibatasi oleh dua garis ini telah mengakhiri jalur hidupnya.
Sangat menarik bahwa gugus bola yang bertambah menemukan ketergantungan massa mereka pada posisi mereka di Galaksi. Garis padat pada gambar mewakili regresi langsung untuk gugus bola yang terkait secara genetik (titik hitam) dan akresi (lingkaran terbuka). Dapat dilihat bahwa gugus yang terkait secara genetik tidak menunjukkan perubahan massa rata-rata dengan bertambahnya jarak dari pusat galaksi. Di sisi lain, ada antikorelasi yang jelas untuk cluster yang bertambah. Dengan demikian, muncul pertanyaan yang perlu dijawab, mengapa ada peningkatan defisit gugus bola masif di lingkaran luar dengan peningkatan jarak galaktosentrik (sudut kanan atas hampir kosong pada diagram)?
Biasanya galaksi ditemukan dalam kelompok kecil yang terdiri dari sepuluh anggota, sering digabungkan menjadi kelompok besar yang terdiri dari ratusan dan ribuan galaksi. Galaksi kita adalah bagian dari apa yang disebut Grup Lokal, yang mencakup tiga galaksi spiral raksasa (Galaksi kita, nebula Andromeda, dan nebula di konstelasi Triangulum), serta lebih dari 15 galaksi elips dan tidak beraturan kerdil, yang terbesar di antaranya adalah Awan Magellan. Ukuran rata-rata gugus galaksi adalah sekitar 3 Mpc. Dalam beberapa kasus, diameternya bisa melebihi 10–20 Mps. Mereka dibagi menjadi cluster tersebar (tidak teratur) dan bola (reguler). Cluster terbuka tidak memiliki bentuk yang teratur dan memiliki garis yang kabur. Galaksi-galaksi di dalamnya sangat lemah terkonsentrasi ke arah pusat. Contoh cluster terbuka raksasa adalah cluster galaksi terdekat di konstelasi Virgo. Di langit, ia menempati sekitar 120 meter persegi. derajat dan berisi beberapa ribu galaksi spiral. Jarak ke pusat cluster ini sekitar 11 Mpc. Gugus galaksi bulat lebih kompak daripada galaksi terbuka dan memiliki simetri bola. Anggota mereka terlihat terkonsentrasi ke tengah. Contoh gugus bola adalah gugusan galaksi di konstelasi Coma Berenices, yang berisi banyak galaksi elips dan lentikular (Gbr. 242). Diameternya hampir 12 derajat. Ini berisi sekitar 30.000 galaksi yang lebih terang dari 19 magnitudo fotografis. Jarak ke pusat cluster sekitar 70 Mpc. Banyak gugusan galaksi yang kaya dikaitkan dengan sumber sinar-X diperpanjang yang kuat, yang sifatnya kemungkinan besar terkait dengan keberadaan gas intergalaksi panas, mirip dengan korona dari masing-masing galaksi.
Ada alasan untuk percaya bahwa gugusan galaksi, pada gilirannya, juga terdistribusi secara tidak merata. Menurut beberapa penelitian, gugusan dan kelompok galaksi di sekitar kita membentuk sistem megah - Supergalaxy. Dalam hal ini, masing-masing galaksi tampaknya berkonsentrasi pada bidang tertentu, yang dapat disebut bidang ekuator Supergalaxy. Gugus galaksi yang baru saja dibahas di konstelasi Virgo berada di pusat sistem raksasa tersebut. Massa Supergalaxy kita harus sekitar 1015 massa matahari, dan diameternya harus sekitar 50 Mpc. Namun, realitas keberadaan gugusan galaksi orde kedua tersebut saat ini masih kontroversial. Jika mereka ada, maka hanya sebagai ketidakhomogenan yang diekspresikan secara lemah dari distribusi galaksi di Semesta, karena jarak di antara mereka dapat sedikit melebihi ukurannya. Tentang evolusi galaksi Rasio jumlah total materi bintang dan materi antarbintang di Galaksi berubah seiring waktu, karena bintang terbentuk dari materi difus antarbintang, dan pada akhir jalur evolusinya, mereka hanya mengembalikan sebagian materi ke ruang antarbintang; beberapa di antaranya tetap berada di katai putih. Jadi, jumlah materi antarbintang di Galaksi kita akan berkurang seiring waktu. Hal yang sama harus terjadi di galaksi lain. Diproses di kedalaman bintang, materi Galaxy secara bertahap mengubah komposisi kimianya, diperkaya dengan helium dan elemen berat. Diasumsikan bahwa Galaksi terbentuk dari awan gas, yang sebagian besar terdiri dari hidrogen. Bahkan mungkin, selain hidrogen, ia tidak mengandung unsur lain. Helium dan unsur-unsur berat terbentuk dalam kasus ini sebagai akibat dari reaksi termonuklir di dalam bintang. Pembentukan unsur-unsur berat dimulai dengan reaksi triple helium 3He4 ® C 12, kemudian C 12 bergabung dengan partikel-a, proton dan neutron, produk dari reaksi ini mengalami transformasi lebih lanjut, dan dengan demikian semakin banyak inti kompleks yang muncul. Namun, pembentukan inti terberat, seperti uranium dan thorium, tidak dapat dijelaskan dengan pertumbuhan bertahap. Dalam kasus ini, seseorang mau tidak mau harus melalui tahap isotop radioaktif yang tidak stabil, yang akan meluruh lebih cepat daripada yang dapat mereka tangkap dari nukleon berikutnya. Oleh karena itu, diasumsikan bahwa unsur terberat di akhir tabel periodik terbentuk selama ledakan supernova. Ledakan supernova adalah hasil dari kontraksi cepat sebuah bintang. Pada saat yang sama, suhu naik secara dahsyat, reaksi termonuklir berantai terjadi di atmosfer yang berkontraksi, dan fluks neutron yang kuat muncul. Intensitas fluks neutron bisa sangat tinggi sehingga inti menengah yang tidak stabil tidak punya waktu untuk runtuh. Sebelum itu terjadi, mereka menangkap neutron baru dan menjadi stabil. Seperti yang telah disebutkan, kelimpahan unsur-unsur berat di bintang-bintang komponen bola jauh lebih sedikit daripada di bintang-bintang subsistem datar. Hal ini tampaknya dijelaskan oleh fakta bahwa bintang-bintang dari komponen bola terbentuk pada tahap paling awal dari evolusi Galaksi, ketika gas antarbintang masih miskin unsur-unsur berat. Pada saat itu, gas antarbintang adalah awan yang hampir bulat, yang konsentrasinya meningkat ke arah pusat. Bintang-bintang dari komponen bola yang terbentuk pada zaman ini juga mempertahankan distribusi yang sama. Sebagai hasil dari tabrakan awan gas antarbintang, kecepatannya secara bertahap menurun, energi kinetik berubah menjadi energi panas, dan bentuk umum dan ukuran awan gas berubah. Perhitungan menunjukkan bahwa dalam kasus rotasi cepat, awan seperti itu seharusnya berbentuk piringan oblate, yang kita amati di Galaksi kita. Bintang-bintang terbentuk di kemudian hari oleh karena itu membentuk subsistem datar. Pada saat gas antarbintang terbentuk menjadi piringan datar, gas tersebut telah diproses di bagian dalam bintang, kelimpahan unsur-unsur berat telah meningkat secara signifikan dan oleh karena itu, bintang-bintang dari komponen datar juga kaya akan unsur-unsur berat. Seringkali bintang-bintang komponen datar disebut bintang generasi kedua, dan bintang-bintang komponen bola disebut bintang generasi pertama, untuk menekankan fakta bahwa bintang-bintang komponen datar terbentuk dari materi yang sudah ada di bagian dalam bintang. Evolusi galaksi spiral lain mungkin berlangsung dengan cara yang sama. Bentuk lengan spiral, di mana gas antarbintang terkonsentrasi, tampaknya ditentukan oleh arah garis gaya medan magnet galaksi umum. Elastisitas medan magnet, tempat gas antarbintang "dilem", membatasi perataan piringan gas. Jika hanya gravitasi yang bekerja pada gas antarbintang, kompresinya akan berlanjut tanpa batas. Dalam hal ini, karena kepadatannya yang tinggi, ia akan dengan cepat mengembun menjadi bintang dan praktis menghilang. Ada alasan untuk percaya bahwa laju pembentukan bintang kira-kira sebanding dengan kuadrat kerapatan gas antarbintang.
Jika galaksi berputar perlahan, maka gas antarbintang dikumpulkan oleh gravitasi di pusatnya. Rupanya, di galaksi seperti itu, medan magnetnya lebih lemah dan lebih sedikit menghambat kompresi gas antarbintang daripada di galaksi yang berputar cepat. Kepadatan tinggi gas antarbintang di wilayah tengah mengarah pada fakta bahwa gas itu cepat dikonsumsi, berubah menjadi bintang. Akibatnya, galaksi yang berotasi lambat seharusnya memiliki bentuk hampir bulat dengan peningkatan tajam dalam kepadatan bintang di pusatnya. Kita tahu bahwa galaksi elips memiliki karakteristik seperti itu. Rupanya, alasan perbedaan mereka dari spiral terletak pada rotasi yang lebih lambat. Dari apa yang telah dikatakan di atas, juga jelas mengapa ada beberapa bintang kelas awal dan sedikit gas antarbintang di galaksi elips.
Dengan demikian, evolusi galaksi dapat dilacak dari tahap awan gas yang bentuknya hampir bulat. Awan terdiri dari hidrogen, tidak seragam. Gumpalan gas yang terpisah, bergerak, saling bertabrakan - hilangnya energi kinetik menyebabkan kompresi awan. Jika berputar cepat, galaksi spiral diperoleh, jika berputar lambat, galaksi elips. Adalah wajar untuk bertanya mengapa materi di Semesta pecah menjadi awan gas yang terpisah, yang kemudian menjadi galaksi, mengapa kita mengamati perluasan galaksi-galaksi ini, dalam bentuk apa materi di Semesta sebelum pembentukan galaksi.
