Місцева група галактик

Художнє зображення Місцевої групи галактик

Місцева група галактик — група галактик, що містить Чумацький Шлях і понад 100 інших галактик. Її розміри становлять приблизно 2—3 мегапарсеки, а загальна маса — близько (4—5)×10¹² M_⊙.

За різними параметрами в Місцевій групі домінують дві спіральні галактики — Галактика Андромеди та Чумацький Шлях, тобто наша Галактика. Галактика Андромеди більша за Чумацький Шлях і містить більше зір, однак останній має порівняну або більшу масу. У Місцевій групі представлені галактики різних морфологічних типів: спіральні, неправильні галактики різної світності, а найчисельніші класи об'єктів — карликові еліптичні та карликові сфероїдальні галактики.

Кожна з головних галактик має власну систему супутників — підгрупу Андромеди та підгрупу Чумацького Шляху, — які іноді розглядаються як дві окремі групи галактик у процесі злиття. Деякі галактики не належать до жодної з цих двох підгруп. У міжгалактичному просторі міститься газ, який поступово перетікає в галактики.

Місцева група входить до складу Місцевого надскупчення галактик. У його центрі розташоване Скупчення Діви, що містить понад тисячу галактик; відстань від нього до Місцевої групи становить приблизно 10 мегапарсеків. На межах Місцевої групи містяться деякі галактики, належність яких до неї залишається невизначеною, наприклад, група Насоса-Секстанта.

Галактики Місцевої групи

Карта Місцевої групи галактик

Місцева група галактик — це гравітаційно пов'язана група галактик, що містить Чумацький Шлях і ще кілька великих галактик, таких як Галактика Андромеди та Галактика Трикутника, а також понад 100 менш масивних галактик. Її діаметр становить приблизно 2—3 мегапарсеки, повна маса — близько (4—5)×10¹² M_⊙, а сумарна світність — близько 4,2×10¹⁰ L_⊙. Більшість галактик у Всесвіті входять саме до таких відносно невеликих груп, як Місцева група. Лише незначна частина галактик є ізольованими або належить до великих скупчень галактик.

Основні параметри галактик

За масою, розмірами та іншими характеристиками в Місцевій групі домінують дві спіральні галактики — Галактика Андромеди та Чумацький Шлях. Галактика Андромеди більша за Чумацький Шлях і містить більше зір, однак останній має порівняну або більшу масу завдяки масивному гало темної матерії. Третя велика спіральна галактика — Галактика Трикутника — значно поступається першим двом за масою. Вона належить до пізнього морфологічного типу, тоді як галактика Андромеди є спіральною галактикою раннього типу. Решта галактик Місцевої групи мають значно менші розміри; дві найбільші серед них — це Велика та Мала Магелланові Хмари, взаємопов'язана пара супутників Чумацького Шляху, що належать до неправильних галактик.

Якщо вважати, що галактики з абсолютною зоряною величиною, меншою за −18^m, є карликовими, то до таких належать усі галактики, крім Чумацького Шляху, Галактики Андромеди, Галактики Трикутника та Великої Магелланової Хмари. Карликові галактики Місцевої групи поділяють на три типи: карликові неправильні, карликові еліптичні та карликові сфероїдальні. Найчисленнішими серед них є галактики останнього типу: з 75 галактик, відомих станом на 2012 рік, 53 є саме карликовими сфероїдальними. До карликових неправильних галактик належать, зокрема, NGC 6822, IC 1613 і Лев I, а прикладом яскравої неправильної галактики є Велика Магелланова Хмара. Серед карликових еліптичних галактик найяскравішою є M 32, тоді як до карликових сфероїдальних належать, наприклад, карликова галактика Скульптора та NGC 205 (M 110). Таким чином, у Місцевій групі представлені галактики різних морфологічних типів: відсутні лише гігантські еліптичні галактики та блакитні компактні галактики, хоча IC 10, імовірно, близька до останнього типу.

Розподіл параметрів

Розподіл галактик Місцевої групи за світністю в порівняння з функцією Шехтера з показником степеня $\alpha =-1.1$

За спостережними даними, повними до абсолютної зоряної величини −11^m, функція світності описується формулою Шехтера з показником степеня $\alpha =-1.1$. Для Місцевої групи це значення відповідає менш крутому нахилу графіка цієї функції, ніж у більшості скупчень з великою кількістю галактик.

Для галактик Місцевої групи виявлено залежність між світністю та металічністю: яскравіші, а отже й масивніші галактики мають вищий вміст важких елементів. Існує усереднене співвідношення $M_{V}=-20-5[{\text{Fe}}/{\text{H}}]$ між абсолютною зоряною величиною $M_{V}$ і металічністю $[{\text{Fe}}/{\text{H}}]$. При цьому галактики ранніх морфологічних типів здебільшого мають нижчі світності, ніж передбачає це співвідношення, тоді як неправильні галактики — вищі. Ще одна залежність пов'язує експоненційний масштаб галактичного диска зі світністю Галактики: що більша світність, то більший масштаб.

Поблизу центру мас Місцевої групи розташовано небагато галактик, що цілком природно, адже центр мас перебуває між нашою Галактикою та галактикою Андромеди, а більшість галактик сконцентровані навколо них. Половина галактик Місцевої групи міститься в межах 450 кілопарсеків від центру мас, а за межами 900 кілопарсеків галактики трапляються дуже рідко, тож Місцева група є досить компактною.

Виявлено кореляцію між морфологічним типом галактик і їхнім оточенням. Так, більшість сфероїдальних і карликових сфероїдальних галактик входять до підгрупи Чумацького Шляху або підгрупи Андромеди, тоді як неправильні галактики переважно розсіяні в інших частинах Місцевої групи.

• Деякі співвідношення для галактик Місцевої групи
• 
  Залежність абсолютної зоряної величини M_V від експоненційного масштабу диска для галактик Місцевої групи
• 
  Залежність абсолютної зоряної величини M_V від металічності [Fe/H] для галактик Місцевої групи
• 
  Розподіл зір за металічністю [Fe/H] у чотирьох галактиках Місцевої групи

Галактики Місцевої групи з абсолютною зоряною величиною, яскравішою за −12^m

Назва	Морфологічний тип	Координати (J2000)		Відстань від Сонця (кілопарсеки)	Повна маса (M⊙)	Діаметр (кіло­парсеки)​	Абсолютна зоряна величина (V)	Видима зоряна величина (V)
		Пряме піднесення	Схилення
Галактика Андромеди (M 31, NGC 224)	SA(s)b	00г 42х 44,3с	41° 16′ 08″	760	(0,8−1,5) × 1012​	47	−21,2m	3,4m
Чумацький Шлях	SBbc	17г 45х 40с	−29° 00,5′	8	(1−2) × 1012​	32	−20,9m
Галактика Трикутника (M 33, NGC 598)	SA(s)cd	01г 33х 50,9с	30° 39′ 37″	795	8 × 1010	18,8	−18,9m	5,9m
Велика Магелланова Хмара	SB(s)m	05г 23х 34,6с	−69° 45′ 22″	50	0,62 × 1010	9,9	−18,5m	0,4m
Мала Магелланова Хмара (NGC 292)	SB(s)m pec	00г 52х 38,0с	−72° 48′ 01″	59	(3−5) × 109	5,8	−17,1m	2,0m
M 32 (NGC 221)	E2	00г 42х 41,8с	40° 51′ 55″	760	(0,8−1,4) × 109	2,5	−16,5m	8,1m
M 110 (NGC 205)	Sph	00г 40х 22,0с	41° 41′ 08″	760	7,5 × 108	5,2	−16,4m	8,1m
IC 10	Irr	00г 20х 23,2с	59° 17′ 35″	660	6 × 108	3,8	−16,3m	10,4m
NGC 6822	Irr	19г 44х 56,2с	−14° 47′ 51″	500	1,9 × 109	2,8	−16,0m	8,5m
NGC 185	Sph	00г 38х 57,9с	48° 20′ 15″	660	6,6 × 108	3,2	−15,6m	9,1m
IC 1613	Irr	01г 04х 54,2с	02° 08′ 00″	725	108	4,6	−15,3m	9,1m
NGC 147	Sph	00г 33х 12,1с	48° 30′ 31″	660	(3,2−7,8)× 107	3,3	−15,1m	9,5m
Вольф-Ландмарк-Мелотт (DDO 221)	Irr	00г 01х 57,9с	−15° 27′ 50″	925	1,5 × 108	3,5	−14,4m	10,4m
Стрілець (dSph)	dSph	18г 55х 03,1с	−30° 28′ 42″	24	1,5 × 108		−13,8m
Піч (dSph)	dSph	02г 39х 59,3с	−34° 26′ 57″	138	6,8 × 107	2,8	−13,1m	7,3m
Пегас (dIrr) (DDO 216)	Irr	23г 51х 46,4с	24° 35′ 11″	760	(1,6−3,8) × 107		−12,3m	12,6m

Структура Місцевої групи

Підгрупа Чумацького Шляху

Галактика Андромеди та Чумацький Шлях мають виражені системи супутників, які в межах Місцевої групи утворюють підгрупу Андромеди та підгрупу Чумацького Шляху, у кожній з яких налічується понад два десятки галактик. Кілька десятків інших галактик належать до Місцевої групи, але не входять до жодної з цих двох підгруп, але можуть вважатися частиною менших підгруп. Галактика Трикутника, ймовірно, є супутником галактики Андромеди, а сама, своєю чергою, може утримувати галактику LGS 3 як супутник. Підгрупа Чумацького Шляху простягається приблизно на 300 кілопарсеків, а відстань між нею та підгрупою Андромеди становить близько 760 кілопарсеків.

Великий розмір місцевої групи як для її маси, а також відсутність динамічної релаксації в ній іноді використовують як аргументи на користь того, що Місцева група, точніше кажучи, не є групою галактик, а є двома групами галактик у процесі злиття.

Рух галактик

Залежність променевої швидкості від косинуса кута до апекса Сонця для галактик Місцевої групи. Синіми квадратами позначено галактики групи Насоса-Секстанта, променеві швидкості яких значно більші, ніж у галактик Місцевої групи з тим самим значенням $\cos \theta$.

Сонце рухається відносно Місцевої групи зі швидкістю близько 306 км/с у напрямку точки на небесній сфері з галактичними координатами $l=99^{\circ },~b=-4^{\circ }$, яку називають апексом. Цей рух проявляється в тому, що галактики Місцевої групи, розташовані біля апекса, мають від'ємні променеві швидкості, тобто наближаються до Сонця, тоді як галактики, розташовані в протилежному напрямку, мають додатні швидкості. Дисперсія швидкостей галактик у Місцевій групі становить 61 км/с.

Чумацький Шлях і галактика Андромеди зближуються зі швидкістю близько 120 км/с, що в майбутньому призведе до їхнього зіткнення та злиття.

Міжгалактичне середовище

У просторі між галактиками Місцевої групи міститься газ, який поступово перетікає до галактик. Наприклад, маса Чумацького Шляху через це збільшувалася, за оцінками, приблизно на 1 % за мільярд років. Водночас під час приливних взаємодій між галактиками частина газу, навпаки, викидається назад у міжгалактичне середовище.

Спочатку міжгалактичні хмари відкрили як газові утворення, що рухаються з великими променевими швидкостями, через що їх назвали високошвидкісними хмарами. Одна з таких хмар, відома як Комплекс C, розташована на відстані не менше 2,4 кпк і падає на Чумацький Шлях зі швидкістю понад 100 км/с. Враховуючи, що металічність цієї структури становить близько 9 % від сонячної, Комплекс C не міг бути раніше викинутий з Чумацького Шляху галактичним фонтаном.

Типові міжгалактичні хмари Місцевої групи мають масу близько 3 × 10⁸ M_⊙ і діаметр приблизно 30 кпк, а концентрація газу в них становить близько 10⁻⁴ частинок/см³. Для міжгалактичних хмар спостерігаються менші променеві швидкості, ніж у галактик Місцевої групи за тієї ж самої кутової відстані до апекса Сонця. Ця особливість свідчить, що міжгалактичні хмари продовжують падати в межі Місцевої групи.

У результаті припливної взаємодії між галактиками можуть утворюватись газові потоки, такі як Магелланів потік, вирваний з Магелланових Хмар гравітацією Чумацького Шляху. Іншим проявом припливного руйнування карликових галактик є зоряні потоки, які спостерігають і в Чумацькому Шляху, і в Галактиці Андромеди, і в інших сусідніх галактиках.

Розташування та взаємодія з іншими об'єктами

Групи та скупчення, найближчі до Місцевої групи

Місцева група та найближчі галактики

Розташування та рух

Місцева група розташована приблизно за 10 мегапарсеків від великого Скупчення Діви, яке містить понад тисячу галактик. Через це іноді кажуть, що Місцева група перебуває на околиці цього скупчення, хоча межі між групами й скупченнями галактик досить умовні.

У будь-якому разі, Місцева група належить до Місцевого надскупчення галактик, у центрі якого розташоване Скупчення Діви. Місцеве надскупчення — це гравітаційно не зв'язана структура сплюснутої форми розміром у десятки мегапарсеків, що містить близько сотні груп і скупчень галактик.

Відносно реліктового випромінювання Місцева група рухається зі швидкістю 627 км/с у напрямку точки на небесній сфері з галактичними координатами $l=276^{\circ },~b=30^{\circ }$. Близько 44 % цієї швидкості зумовлено притяганням Великого атрактора — регіону з підвищеною концентрацією галактик, розташованого на відстані близько 80 мегапарсеків і масою 10¹⁵ M_⊙, решта швидкості спричинена притяганням інших, ще віддаленіших подібних структур.

Межі та найближче оточення

Групи галактик, найближчі до Місцевої групи

Група	Відстань, Мпк
Група Насоса-Секстанта (група NGC 3109)	1,3
Група NGC 55	2,2
Група IC 342/Маффея	3,3
Група M81	3,6
Група Центавра A	3,7
Група Скульптора	3,9
Група Гончі Пси I (група M94)	4,5

Місцева група є значним згущенням галактик порівняно із середньою щільністю галактик за її межами. Для галактик на зовнішніх межах Місцевої групи не завжди очевидна їх належність. Щоб оцінити ймовірність, що галактика належить до Місцевої групи, використовують три критерії: галактика повинна знаходитися на відстані близько 1,5 мегапарсека або ближче до Сонця, не повинна сильно вибиватися зі співвідношення між променевою швидкістю та положенням на небі, а також не повинна бути підтвердженим членом іншої групи галактик.

Більш об'єктивною межею Місцевої групи може слугувати поверхня нульової швидкості — вона визначається відстанню від центру групи, далі якої розширення Всесвіту за законом Габбла перевищує гравітаційне тяжіння між членами групи; для Місцевої групи її радіус становить близько 1 мегапарсека.

Біля межі Місцевої групи розташована група Насоса-Секстанта, що складається з карликових галактик, таких як NGC 3109, Карликова галактика Насоса, Секстант A та B, хоча ймовірно, що це скоріше не пов'язана гравітаційно асоціація. У кожному разі, враховуючи відстань у 1,3 мегапарсека між центром мас цієї групи та центром мас Місцевої групи, а також те, що променеві швидкості цих галактик більші, ніж очікується для їхнього положення на небесній сфері, вони утворюють окрему групу галактик, найближчу до Місцевої групи.

Еволюція

Практично у всіх галактиках Місцевої групи, за винятком галактик Лев I та, можливо, Лев A, виявлені зорі старші за 10 мільярдів років. Таким чином, зоретворення в галактиках Місцевої групи почалося досить різко, при цьому історія формування зір значно відрізняється від галактики до галактики. Кулясті зоряні скупчення, що слугують індикатором старого зоряного населення, формувалися досить швидко, наприклад, у Чумацькому Шляху та Великій Магеллановій Хмарі, тоді як у галактиці Трикутника та Малій Магеллановій Хмарі формування кулястих скупчень відбувалося поступово.

За понад 10 мільярдів років існування Місцевої групи частина карликових галактик втратила міжзоряний газ через взаємодію з міжзоряним середовищем. Крім того, частина карликових галактик зруйнувалася при зіткненнях із великими галактиками. У майбутньому аналогічним чином зруйнуються супутники Чумацького Шляху — Магелланові Хмари.

Зіткнення Чумацького Шляху та галактики Андромеди

Вважають, що дві основні галактики групи — Чумацький Шлях та галактика Андромеди — сформувалися близько одна від одної та спочатку віддалялися разом із розширенням Всесвіту, але приблизно 4 мільярди років тому через взаємне тяжіння їхнє розбігання змінилося на зближення. Наразі галактики зближуються зі швидкістю 120 км/с, при цьому їхня відносна тангенціальна швидкість невелика, що вказує на їхнє зіткнення і злиття в майбутньому. Їхнє перше зіткнення відбудеться за 4 мільярди років, після чого ще 2 мільярди років триватиме процес злиття, після завершення якого утвориться еліптична галактика. Під час злиття зіткнення окремих зір будуть малоймовірними через низьку концентрацію зір, проте Сонячна система може бути відкинута на значну відстань від центру утвореної галактики. У цьому зіткненні візьме участь Галактика Трикутника, і, можливо, Чумацький Шлях зіткнеться з нею раніше, ніж із галактикою Андромеди.

Вивчення

Термін «Місцева група» вперше застосував Едвін Габбл 1936 року. До Місцевої групи, окрім Чумацького Шляху, він зарахував два його супутники — Велику й Малу Магелланові Хмари, галактику Андромеди з двома супутниками M 32 і NGC 205, галактику Трикутника, NGC 6822 та IC 1613. Також Габбл вказав на ще три галактики, які можливо належать до Місцевої групи: NGC 6946, IC 342 та IC 10. Проте нині відомо, що з цих трьох галактик до Місцевої групи належить лише остання. До 2000 року в Місцевій групі налічувалося 35 відомих галактик. До того відкривалося в середньому по 4 галактики на десятиліття, але потім темп відкриттів значно прискорився, що було зокрема пов'язано з розвитком спостережної техніки та засобів обробки даних.

Галактики Місцевої групи розташовані ближче за всі інші та вивчені найкраще. Наприклад, у Місцевій групі можна виявити карликові галактики з дуже низькою світністю, а функція світності галактик Місцевої групи може бути виміряна до значно нижчих світностей, ніж в інших групах. У галактиках Місцевої групи можна розрізнити окремі зорі, а для деяких галактик можна вимірювати й власні рухи. Водночас наше перебування у Місцевій групі в деяких аспектах ускладнює її вивчення: наприклад, зазвичай немає можливості виміряти відстань до хмар міжгалактичного газу, в яких немає зір, а отже, неможливо визначити й інші їхні характеристики.

Моделювання динаміки взаємного руху Чумацького Шляху й галактики Андромеди дає для маси Місцевої групи оцінку ~3×10¹²M_⊙. Така маса означає відношення маса/світність M/L ~ 70M_⊙/L_⊙. Оцінка маси Чумацького шляху з кінематики Магелланового потоку теж дає M/L ≳ 80M_⊙/L_⊙. Це значно перевищує M/L для будь-якої відомої зоряної популяції та вказує на присутність великої кількості темної матерії в Чумацькому Шляху й галактиці Андромеди, так що лише близько 5% маси цих галактик є видимою.

Література

• van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. — Cambridge University Press, 2000. — 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8.
• Peter Schneider. Extragalactic Astronomy and Cosmology. An introduction. — Second edition. — Springer, 2015. — 626 p. — ISBN 978-3-642-54082-0.

Посилання

• The Local Group. www.messier.seds.org. Процитовано 12 березня 2020. (англ.)
• Олександр Бурлака (24 липня 2025). Пацани з нашого району. Місцева група галактик. The Universe. Space. Tech. Процитовано 11 листопада 2025.