65. Distribuição das estrelas na Galáxia. Agrupamentos. Estrutura geral da Galáxia.
fim da forma início da forma Conhecer as distâncias às estrelas permite-nos abordar o estudo da sua distribuição no espaço e, consequentemente, da estrutura da Galáxia. Para caracterizar o número de estrelas em diferentes partes da Galáxia, é introduzido o conceito de densidade estelar, que é análogo ao conceito de concentração de moléculas. Densidade estelar é o número de estrelas em uma unidade de volume de espaço. A unidade de volume é geralmente considerada como 1 parsec cúbico. Nas proximidades do Sol, a densidade estelar é de cerca de 0,12 estrelas por parsec cúbico, ou seja, cada estrela tem um volume médio superior a 8 ps3; a distância média entre as estrelas é de cerca de 2 ps. Para descobrir como a densidade estelar muda em diferentes direções, é contado o número de estrelas por unidade de área (por exemplo, 1 grau quadrado) em diferentes partes do céu.
A primeira coisa que chama a atenção em tais cálculos é um aumento extraordinariamente forte na concentração de estrelas à medida que nos aproximamos da faixa da Via Láctea, cuja linha média forma um grande círculo no céu. Pelo contrário, à medida que nos aproximamos do pólo deste círculo, a concentração de estrelas diminui rapidamente. Este fato já é no final do século XVIII. permitiu V. Herschel tirar a conclusão correta de que nosso sistema estelar tem uma forma oblata, e o Sol deve estar próximo ao plano de simetria dessa formação. setor esférico, cujo raio é determinado pela fórmula
lg r m = 1 + 0,2 (m * M)
fim da forma início da forma Para caracterizar quantas estrelas de diferentes luminosidades estão contidas em uma determinada região do espaço, é introduzida a função de luminosidade j (M), que mostra qual proporção do número total de estrelas tem um determinado valor de estelar absoluto magnitude, digamos, de M para M + 1.
fim da forma início da forma Aglomerados de galáxias são sistemas gravitacionalmente ligados galáxias, uma das maiores estruturas universo. Os tamanhos dos aglomerados de galáxias podem chegar a 10 8 anos luz.
As acumulações são condicionalmente divididas em dois tipos:
regulares - aglomerados de forma esférica regular, nos quais elípticas e galáxias lenticulares, com uma parte central claramente definida. Nos centros desses aglomerados estão galáxias elípticas gigantes. Um exemplo de um cluster regular - Cacho de Cabelo de Veronica.
irregulares - aglomerados sem forma definida, inferiores aos regulares em número de galáxias. Aglomerados desta espécie são dominados por galáxias espirais. Exemplo - Aglomerado de Virgem.
As massas dos aglomerados variam de 10 13 a 10 15 massas solares.
A estrutura da galáxia
A distribuição de estrelas na Galáxia tem duas características pronunciadas: em primeiro lugar, uma concentração muito alta de estrelas no plano galáctico e, em segundo lugar, uma grande concentração no centro da Galáxia. Então, se na vizinhança do Sol, no disco, uma estrela cai em 16 parsecs cúbicos, então no centro da Galáxia há 10.000 estrelas em um parsec cúbico. No plano da Galáxia, além do aumento da concentração de estrelas, há também o aumento da concentração de poeira e gás.
Dimensões da Galáxia: - o diâmetro do disco da Galáxia é de cerca de 30 kpc (100.000 anos-luz), - a espessura é de cerca de 1000 anos-luz.
O Sol está localizado muito longe do núcleo da Galáxia - a uma distância de 8 kpc (cerca de 26.000 anos-luz).
O centro da Galáxia está localizado na constelação de Sagitário na direção de? = 17h46,1m, ? = –28°51′.
A galáxia consiste em um disco, um halo e uma coroa. A região central e mais compacta da Galáxia é chamada de núcleo. Há uma alta concentração de estrelas no núcleo: existem milhares de estrelas em cada parsec cúbico. Se vivêssemos em um planeta perto de uma estrela localizada perto do núcleo da Galáxia, dezenas de estrelas seriam visíveis no céu, com brilho comparável ao da Lua. Presume-se que um buraco negro massivo exista no centro da Galáxia. Quase toda a matéria molecular do meio interestelar está concentrada na região anular do disco galáctico (3-7 kpc); há o maior número de pulsares, remanescentes de supernovas e fontes de radiação infravermelha. A radiação visível das regiões centrais da Galáxia está completamente escondida de nós por poderosas camadas de matéria absorvente.
A galáxia contém dois subsistemas principais (dois componentes), aninhados um no outro e gravitacionalmente ligados um ao outro. O primeiro é chamado de esférico - um halo, suas estrelas estão concentradas no centro da galáxia, e a densidade da matéria, que é alta no centro da galáxia, diminui rapidamente com a distância. A parte central e mais densa do halo dentro de alguns milhares de anos-luz do centro da Galáxia é chamada de protuberância. O segundo subsistema é um disco estelar maciço. Parecem duas placas dobradas nas bordas. A concentração de estrelas no disco é muito maior do que no halo. As estrelas dentro do disco se movem em trajetórias circulares ao redor do centro da Galáxia. O Sol está localizado no disco estelar entre os braços espirais.
As estrelas do disco galáctico foram chamadas de população tipo I, as estrelas do halo - população tipo II. O disco, o componente plano da Galáxia, inclui estrelas das primeiras classes espectrais O e B, estrelas em aglomerados abertos e nebulosas escuras e poeirentas. Os halos, ao contrário, são compostos de objetos que surgiram nos estágios iniciais da evolução da Galáxia: estrelas de aglomerados globulares, estrelas do tipo RR Lyrae. As estrelas do componente plano, em comparação com as estrelas do componente esférico, distinguem-se por uma alta abundância de elementos pesados. A idade da população do componente esférico excede 12 bilhões de anos. Geralmente é tomada como a idade da própria Galáxia.
Comparado ao halo, o disco gira visivelmente mais rápido. A velocidade de rotação do disco não é a mesma em diferentes distâncias do centro. A massa do disco é estimada em 150 bilhões de M. Existem ramos espirais (mangas) no disco. Estrelas jovens e centros de formação estelar estão localizados principalmente ao longo dos braços.
O disco e o halo que o circunda estão imersos na coroa. Atualmente, acredita-se que o tamanho da coroa da Galáxia seja 10 vezes maior que o tamanho do disco.
Onde H¾ constante de Hubble. Em relação (6.12) V Expresso em km/s, uma r¾ dentro Mps.
Essa lei é chamada lei de Hubble . Constante de Hubble atualmente é considerado H = 72 km/(s∙Mpc).
A lei de Hubble nos permite dizer que O universo está se expandindo. No entanto, isso não significa que nossa Galáxia seja o centro a partir do qual a expansão procede. Em qualquer ponto do Universo, o observador verá a mesma imagem: todas as galáxias têm um desvio para o vermelho proporcional à sua distância. Por isso, às vezes se diz que o próprio espaço está se expandindo. Isso, é claro, deve ser entendido condicionalmente: galáxias, estrelas, planetas, e nós não estamos em expansão.
Conhecendo o valor do redshift, por exemplo, para alguma galáxia, podemos determinar a distância até ela com grande precisão usando a razão para o efeito Doppler (6,3) e a lei de Hubble. Mas para z ³ 0,1, a fórmula Doppler usual não é mais aplicável. Nesses casos, use a fórmula da teoria da relatividade especial:
| . | (6.13) |
As galáxias raramente são únicas. Normalmente as galáxias são encontradas em pequenos grupos contendo dez membros, muitas vezes combinados em vastos aglomerados de centenas e milhares de galáxias. Nossa galáxia faz parte do chamado grupo local, que inclui três galáxias espirais gigantes (nossa galáxia, a nebulosa de Andrômeda e a galáxia na constelação de Triangulum), bem como várias dezenas de galáxias anãs elípticas e irregulares, a maior das quais tem vários megaparsecs de comprimento. . Eles são divididos em irregular e regular aglomerados. Aglomerados irregulares não têm uma forma regular e têm contornos borrados. As galáxias são as Nuvens de Magalhães.
Em média, os tamanhos dos aglomerados de halo neles estão muito fracamente concentrados em direção ao centro. Um exemplo de um aglomerado aberto gigante é o aglomerado de galáxias mais próximo na constelação de Virgem. No céu, ocupa cerca de 120 metros quadrados. graus e contém vários milhares de galáxias predominantemente espirais. A distância ao centro deste aglomerado é de cerca de 15 Mps.
Aglomerados regulares de galáxias são mais compactos e simétricos. Seus membros estão visivelmente concentrados em direção ao centro. Um exemplo de aglomerado esférico é o aglomerado de galáxias na constelação Coma Berenices, que contém um grande número de galáxias elípticas e lenticulares. Ele contém cerca de 30.000 galáxias mais brilhantes que 19 de magnitude fotográfica. A distância ao centro do cluster é de cerca de 100 Mps.
Muitos aglomerados contendo um grande número de galáxias estão associados a poderosas fontes estendidas de raios X.
Há razões para acreditar que aglomerados de galáxias, por sua vez, também estão distribuídos de forma desigual. De acordo com alguns estudos, os aglomerados e grupos de galáxias que nos rodeiam formam um sistema grandioso - supergaláxia ou Superaglomerado local. Neste caso, galáxias individuais aparentemente se concentram em um determinado plano, que pode ser chamado de plano equatorial da Supergaláxia. O aglomerado de galáxias que acabamos de discutir na constelação de Virgem está no centro de um sistema tão gigantesco. O aglomerado em Veronica's Hair é o centro de outro superaglomerado próximo.
A parte observável do universo é geralmente chamada de Metagaláxia . Uma metagaláxia é composta de vários elementos estruturais observáveis: galáxias, estrelas, supernovas, quasares, etc. As dimensões da Metagalaxia são limitadas por nossas possibilidades observacionais e atualmente são tomadas iguais a 10 26 m. É claro que o conceito das dimensões do Universo é muito arbitrário: o Universo real é ilimitado e não termina em lugar algum.
Estudos de longo prazo da Metagalaxy revelaram duas propriedades principais que compõem postulado cosmológico básico:
1. A metagaláxia é homogênea e isotrópica em grandes volumes.
2. A metagaláxia não é estacionária.
Normalmente as galáxias são encontradas em pequenos grupos contendo dez membros, muitas vezes combinados em vastos aglomerados de centenas e milhares de galáxias. A nossa Galáxia faz parte do chamado Grupo Local, que inclui três galáxias espirais gigantes (a nossa Galáxia, a nebulosa de Andrômeda e a nebulosa da constelação do Triângulo), bem como mais de 15 galáxias anãs elípticas e irregulares, sendo a maior delas são as Nuvens de Magalhães. O tamanho médio dos aglomerados de galáxias é de cerca de 3 Mpc. Em alguns casos, seu diâmetro pode exceder 10–20 Mpc. Eles são divididos em aglomerados dispersos (irregulares) e esféricos (regulares). Aglomerados abertos não têm uma forma regular e têm contornos borrados. As galáxias neles estão muito fracamente concentradas em direção ao centro. Um exemplo de um aglomerado aberto gigante é o aglomerado de galáxias mais próximo de nós na constelação de Virgem (241). No céu, ocupa cerca de 120 metros quadrados. graus e contém vários milhares de galáxias predominantemente espirais. A distância ao centro deste aglomerado é de cerca de 11 Mpc. Aglomerados esféricos de galáxias são mais compactos que os abertos e têm simetria esférica. Seus membros estão visivelmente concentrados em direção ao centro. Um exemplo de aglomerado esférico é o aglomerado de galáxias na constelação Coma Berenices, que contém um grande número de galáxias elípticas e lenticulares (242). Seu diâmetro é de quase 12 graus. Ele contém cerca de 30.000 galáxias mais brilhantes que 19 de magnitude fotográfica. A distância até o centro do cluster é de cerca de 70 Mpc. Muitos aglomerados ricos de galáxias estão associados a poderosas fontes estendidas de raios-X, cuja natureza está provavelmente associada à presença de gás intergaláctico quente, semelhante às coroas de galáxias individuais. Há razões para acreditar que aglomerados de galáxias, por sua vez, também estão distribuídos de forma desigual. Segundo alguns estudos, os aglomerados e grupos de galáxias que nos rodeiam formam um sistema grandioso - a Supergaláxia. Neste caso, galáxias individuais aparentemente se concentram em um determinado plano, que pode ser chamado de plano equatorial da Supergaláxia. O aglomerado de galáxias que acabamos de discutir na constelação de Virgem está no centro de um sistema tão gigantesco. A massa de nossa supergaláxia deve ser de cerca de 1015 massas solares e seu diâmetro deve ser de cerca de 50 Mpc. No entanto, a realidade da existência de tais aglomerados de galáxias de segunda ordem atualmente permanece controversa. Se eles existem, então apenas como uma heterogeneidade fracamente expressa na distribuição de galáxias no Universo, uma vez que as distâncias entre elas podem exceder ligeiramente seus tamanhos.
A característica mais marcante da distribuição espacial dos aglomerados globulares na Galáxia é uma forte concentração em direção ao seu centro. Na fig. 8-8 mostra a distribuição dos aglomerados globulares sobre toda a esfera celeste, aqui o centro da Galáxia está no centro da figura, o pólo norte da Galáxia está no topo. Não há zona visível de evasão ao longo do plano da Galáxia, então a extinção interestelar no disco não esconde um número significativo de aglomerados de nós.
Na fig. 8-9 mostra a distribuição de aglomerados globulares ao longo da distância do centro da Galáxia. Há uma forte concentração em direção ao centro - a maioria dos aglomerados globulares estão localizados em uma esfera com um raio de ≈ 10 kpc. É dentro desse raio que se localizam quase todos os aglomerados globulares formados a partir de matéria. única nuvem protogaláctica e formaram subsistemas do disco espesso (aglomerados com > -1,0) e halo propriamente dito (aglomerados menos metálicos com ramificações horizontais azuis extremas). Aglomerados pobres em metal com ramos horizontais anormalmente vermelhos por sua metalicidade formam um subsistema esferoidal auréola acumulada raio ≈ 20 kpc. Cerca de uma dúzia de aglomerados mais distantes pertencem ao mesmo subsistema (veja a Fig. 8-9), entre os quais existem vários objetos com teores de metal anormalmente altos.
Acredita-se que os aglomerados do halo agregado sejam selecionados pelo campo gravitacional da Galáxia de galáxias satélites. Na fig. 8-10 mostra esquematicamente essa estrutura de acordo com Borkova e Marsakov da Universidade Federal do Sul. Aqui, a letra C denota o centro da Galáxia, S é a posição aproximada do Sol. Ao mesmo tempo, acumulações com alto teor de metais pertencem ao subsistema oblato. Vamos nos deter em uma fundamentação mais detalhada da divisão de aglomerados globulares em subsistemas em § 11.3 e § 14.3.
Aglomerados globulares também são comuns em outras galáxias, e sua distribuição espacial em galáxias espirais se assemelha à distribuição em nossa galáxia. Notavelmente diferente dos aglomerados galácticos das Nuvens de Magalhães. A principal diferença é que junto com objetos antigos, os mesmos da nossa Galáxia, também são observados aglomerados jovens nas Nuvens de Magalhães - os chamados aglomerados globulares azuis. Provavelmente, nas Nuvens de Magalhães, a época da formação de aglomerados globulares continua ou terminou há relativamente pouco tempo. Parece que não há aglomerados globulares jovens em nossa Galáxia semelhantes aos aglomerados azuis das Nuvens de Magalhães, então a era da formação de aglomerados globulares em nossa Galáxia terminou há muito tempo.
Aglomerados globulares são objetos em evolução que gradualmente perdem estrelas no processo. evolução dinâmica . Assim, todos os aglomerados para os quais foi possível obter uma imagem óptica de alta qualidade mostraram traços de interação de maré com a Galáxia na forma de deformações estendidas (caudas de maré). Atualmente, essas estrelas perdidas também são observadas na forma de aumentos na densidade estelar ao longo das órbitas galácticas dos aglomerados. Alguns aglomerados que orbitam perto do centro galáctico são destruídos pela ação das marés. Ao mesmo tempo, as órbitas galácticas dos aglomerados também evoluem devido ao atrito dinâmico.
Na fig. 8-11 é um diagrama de dependência massas de aglomerados globulares
de suas posições galactocêntricas. As linhas tracejadas marcam a região de evolução lenta dos aglomerados globulares. A linha superior corresponde ao valor crítico da massa que é estável para Efeitos do atrito dinâmico
, levando a uma desaceleração de um aglomerado de estrelas massivo e sua queda para o centro da Galáxia, e o mais baixo - por efeitos de dissipação
tendo em conta os aglomerados de marés durante o voo através do plano galáctico. A razão para o atrito dinâmico é externa: um aglomerado globular maciço movendo-se através das estrelas do campo atrai as estrelas que encontra em seu caminho e as força a voar em torno de si ao longo de uma trajetória hiperbólica, devido à qual uma densidade aumentada de estrelas é formada atrás dele, criando uma aceleração em desaceleração. Como resultado, o aglomerado desacelera e começa a se aproximar do centro galáctico ao longo de uma trajetória espiral até cair sobre ele em um tempo finito. Quanto maior a massa do aglomerado, menor será este tempo. A dissipação (evaporação) de aglomerados globulares ocorre devido ao mecanismo interno de relaxamento estelar-estelar que está constantemente operando no aglomerado, distribuindo estrelas de acordo com velocidades de acordo com a lei de Maxwell. Como resultado, as estrelas que receberam os maiores incrementos de velocidade saem do sistema. Este processo é significativamente acelerado pela passagem do aglomerado perto do núcleo galáctico e através do disco galáctico. Assim, com grande probabilidade, podemos dizer que os aglomerados situados no diagrama fora da área delimitada por essas duas linhas já estão terminando sua trajetória de vida.
É interessante que aglomerados globulares acumulados descobrir a dependência de suas massas em sua posição na Galáxia. As linhas sólidas na figura representam regressões diretas para aglomerados globulares geneticamente relacionados (pontos pretos) e agregados (círculos abertos). Pode-se ver que os aglomerados geneticamente relacionados não mostram nenhuma mudança na massa média com o aumento da distância do centro galáctico. Por outro lado, há uma clara anticorrelação para clusters acrescidos. Assim, surge a pergunta que precisa ser respondida: por que há um déficit crescente de aglomerados globulares maciços no halo externo com o aumento da distância galactocêntrica (canto superior direito quase vazio no diagrama)?
Normalmente as galáxias são encontradas em pequenos grupos contendo dez membros, muitas vezes combinados em vastos aglomerados de centenas e milhares de galáxias. A nossa Galáxia faz parte do chamado Grupo Local, que inclui três galáxias espirais gigantes (a nossa Galáxia, a nebulosa de Andrômeda e a nebulosa da constelação do Triângulo), bem como mais de 15 galáxias anãs elípticas e irregulares, sendo a maior delas são as Nuvens de Magalhães. O tamanho médio dos aglomerados de galáxias é de cerca de 3 Mpc. Em alguns casos, seu diâmetro pode exceder 10–20 Mps. Eles são divididos em aglomerados dispersos (irregulares) e esféricos (regulares). Aglomerados abertos não têm uma forma regular e têm contornos borrados. As galáxias neles estão muito fracamente concentradas em direção ao centro. Um exemplo de um aglomerado aberto gigante é o aglomerado de galáxias mais próximo na constelação de Virgem. No céu, ocupa cerca de 120 metros quadrados. graus e contém vários milhares de galáxias predominantemente espirais. A distância ao centro deste aglomerado é de cerca de 11 Mpc. Aglomerados esféricos de galáxias são mais compactos que os abertos e têm simetria esférica. Seus membros estão visivelmente concentrados em direção ao centro. Um exemplo de aglomerado esférico é o aglomerado de galáxias na constelação Coma Berenices, que contém muitas galáxias elípticas e lenticulares (Fig. 242). Seu diâmetro é de quase 12 graus. Ele contém cerca de 30.000 galáxias mais brilhantes que 19 de magnitude fotográfica. A distância até o centro do cluster é de cerca de 70 Mpc. Muitos aglomerados ricos de galáxias estão associados a poderosas fontes estendidas de raios-X, cuja natureza está provavelmente associada à presença de gás intergaláctico quente, semelhante às coroas de galáxias individuais.
Há razões para acreditar que aglomerados de galáxias, por sua vez, também estão distribuídos de forma desigual. Segundo alguns estudos, os aglomerados e grupos de galáxias que nos rodeiam formam um sistema grandioso - a Supergaláxia. Neste caso, galáxias individuais aparentemente se concentram em um determinado plano, que pode ser chamado de plano equatorial da Supergaláxia. O aglomerado de galáxias que acabamos de discutir na constelação de Virgem está no centro de um sistema tão gigantesco. A massa de nossa supergaláxia deve ser de cerca de 1015 massas solares e seu diâmetro deve ser de cerca de 50 Mpc. No entanto, a realidade da existência de tais aglomerados de galáxias de segunda ordem atualmente permanece controversa. Se eles existem, então apenas como uma heterogeneidade fracamente expressa na distribuição de galáxias no Universo, uma vez que as distâncias entre elas podem exceder ligeiramente seus tamanhos. Sobre a evolução das galáxias A proporção da quantidade total de matéria estelar e interestelar na Galáxia muda com o tempo, uma vez que as estrelas se formam a partir de matéria difusa interestelar e, ao final de seu caminho evolutivo, retornam apenas parte da matéria ao espaço interestelar; parte dele permanece em anãs brancas. Assim, a quantidade de matéria interestelar em nossa galáxia deve diminuir com o tempo. O mesmo deve acontecer em outras galáxias. Sendo processada nas profundezas estelares, a matéria da Galáxia muda gradativamente sua composição química, sendo enriquecida com hélio e elementos pesados. Supõe-se que a galáxia foi formada a partir de uma nuvem de gás, que consistia principalmente de hidrogênio. É até possível que, além do hidrogênio, não contenha outros elementos. Hélio e elementos pesados foram formados neste caso como resultado de reações termonucleares dentro das estrelas. A formação de elementos pesados começa com a reação tripla de hélio 3He4 ® C 12, então C 12 combina com partículas a, prótons e nêutrons, os produtos dessas reações sofrem transformações adicionais e, assim, núcleos cada vez mais complexos aparecem. No entanto, a formação dos núcleos mais pesados, como urânio e tório, não pode ser explicada pelo crescimento gradual. Nesse caso, inevitavelmente teria que passar pelo estágio de isótopos radioativos instáveis, que decairiam mais rápido do que poderiam capturar o próximo nucleon. Portanto, supõe-se que os elementos mais pesados no final da tabela periódica são formados durante as explosões de supernovas. Uma explosão de supernova é o resultado da rápida contração de uma estrela. Ao mesmo tempo, a temperatura aumenta catastroficamente, ocorrem reações termonucleares em cadeia na atmosfera em contração e surgem poderosos fluxos de nêutrons. A intensidade dos fluxos de nêutrons pode ser tão alta que núcleos instáveis intermediários não têm tempo para entrar em colapso. Antes que isso aconteça, eles capturam novos nêutrons e se tornam estáveis. Como já mencionado, a abundância de elementos pesados nas estrelas do componente esférico é muito menor do que nas estrelas do subsistema plano. Aparentemente, isso se deve ao fato de que as estrelas do componente esférico se formaram no estágio inicial da evolução da Galáxia, quando o gás interestelar ainda era pobre em elementos pesados. Naquela época, o gás interestelar era uma nuvem quase esférica, cuja concentração aumentava em direção ao centro. As estrelas do componente esférico que se formaram nesta época também mantiveram a mesma distribuição. Como resultado de colisões de nuvens de gás interestelar, sua velocidade diminuiu gradualmente, a energia cinética se transformou em energia térmica e a forma e o tamanho gerais da nuvem de gás mudaram. Os cálculos mostram que, no caso de rotação rápida, tal nuvem deveria ter a forma de um disco oblato, que é o que observamos em nossa Galáxia. As estrelas formadas posteriormente formam um subsistema plano. No momento em que o gás interestelar se formou em um disco plano, ele foi processado no interior estelar, a abundância de elementos pesados aumentou significativamente e as estrelas do componente plano também eram ricas em elementos pesados. Muitas vezes as estrelas do componente plano são chamadas de estrelas de segunda geração, e as estrelas do componente esférico são chamadas de estrelas de primeira geração, para enfatizar o fato de que as estrelas do componente plano foram formadas a partir de matéria que já estava no interior estelar. A evolução de outras galáxias espirais provavelmente prossegue de maneira semelhante. A forma dos braços espirais nos quais o gás interestelar está concentrado é aparentemente determinada pela direção das linhas de força do campo magnético galáctico geral. A elasticidade do campo magnético, ao qual o gás interestelar está "colado", limita o achatamento do disco gasoso. Se apenas a gravidade atuasse sobre o gás interestelar, sua compressão continuaria indefinidamente. Neste caso, devido à sua alta densidade, rapidamente se condensaria em estrelas e praticamente desapareceria. Há razões para acreditar que a taxa de formação de estrelas é aproximadamente proporcional ao quadrado da densidade do gás interestelar.
Se a galáxia gira lentamente, o gás interestelar é coletado pela gravidade no centro. Aparentemente, nessas galáxias o campo magnético é mais fraco e dificulta menos a compressão do gás interestelar do que nas de rotação rápida. A alta densidade de gás interestelar na região central faz com que seja rapidamente consumido, transformando-se em estrelas. Como resultado, galáxias de rotação lenta devem ter uma forma aproximadamente esférica com um aumento acentuado na densidade estelar no centro. Sabemos que as galáxias elípticas têm exatamente essas características. Aparentemente, a razão de sua diferença das espirais está na rotação mais lenta. Pelo que foi dito acima, também fica claro por que existem poucas estrelas de classes iniciais e pouco gás interestelar em galáxias elípticas.
Assim, a evolução das galáxias pode ser traçada a partir do estágio de uma nuvem gasosa de formato aproximadamente esférico. A nuvem consiste em hidrogênio, não é uniforme. Grupos separados de gás, em movimento, colidem uns com os outros - a perda de energia cinética leva à compressão da nuvem. Se girar rapidamente, obtém-se uma galáxia espiral, se girar lentamente, uma elíptica. É natural perguntar por que a matéria no Universo se dividiu em nuvens de gás separadas, que mais tarde se tornaram galáxias, por que observamos a expansão dessas galáxias, de que forma era a matéria no Universo antes da formação das galáxias.
