Yerel gökada grubundaki en büyük gökada. Yerel Gökada Grubu: Samanyolu'na en yakın gökada

GALAXY 60'ların ikinci yarısında kuşkusuz St. Petersburg'a liderlik eden diğer askeri makine grupları arasında bile profesyonel seviye, teknik donanım ve Western hitlerinin kapak versiyonlarının orijinallerine yakınlık derecesi, GALAXY grubu

Koçluk Yolu: Bırakın Sizin Yolunuz Olsun Zamanla, koçluk tarzınıza uygun kendi yöntemlerinizi, alışkanlıklarınızı ve rutinlerinizi geliştireceksiniz. Örneğin, daha önce tartışılan tüm koçluk oturumunun hedeflerini her zaman gözden geçirerek başlayabilirsiniz. gün.

Yerel Gökada Grubu

MW alt grubu 140 kpc düzeyinde doğrusal bir boyuta sahiptir ve içindeki galaksilerin radyal hız dağılımı 68 km/s'dir.

• Tablo 1'den görülebileceği gibi, Sculptor dSph tipi cüce dağınık (küresel) galaksiler, Galaksimizin alt grubundaki nesnelerin yarısından fazlasını oluşturur.
• En uzak olanlar hariç cüce galaksiler NGC 6822 +YayDIG ve Tucana (Galaksinin ilgisiz uyduları olabilir) diğer tüm gökadalarda bulunur gelgit indeksi> 0, yani yerçekimsel olarak bağlantılıdır, böylece alt grup uzayda bir hacim kaplar ve bunun sınırları Z:Y:X=8:3:1 eksen oranına sahip bir elipsoid ile temsil edilebilir. Nötr hidrojen bulutlarıyla birlikte Macellan Akıntısı bu yapıya kutup halkası yerine kutup elipsoidi adı verilmelidir.
• 0,27 Mpc mesafedeki küresel cüce galaksi Leo-I (Lee ve diğerleri, 1993), Galaktik merkeze göre +176 km/s'lik bir radyal hıza sahiptir (Zaritsky ve diğerleri, 1989). 118 km /With parabolik hızından daha büyük. Byrd ve ark.'da anlatılan senaryoya göre. (1994) Leo-I galaksisi mahalleden atıldı M31 galaksiler ne zaman M31 Ve Samanyolu birbirinden uzaklaştı.
• Küresel ve düzensiz uyduların dağılımı, Galaksimize olan uzaklığa göre gözle görülür bir ayrışma göstermemektedir.
• +19±20 km/s uyduların ortalama radyal hızına bakılırsa, Samanyolu alt grubu önemli bir sıkışma veya genişleme yaşamamaktadır.

Alt grup M31

Topluluk Grubunun Alt Grupları

Dışarıdan görülebilen Andromeda Bulutsusu gökada sistemi, en yakın yüksek yüzey parlaklığına sahip gökadalar M32 ve M110'un yanı sıra daha sönük ve daha uzak NGC147 ve NGC185'i de içeren ana gökadası M31'in etrafında kümelenir. zayıf sistemler Ve I, Ve II ve III.
1998 yazında iki grup gözlemci(I.D. Karachentsev ve V.E. Karachentseva; T. Armandroff, J. Davies ve G. Jacoby) en az 3 cüce küresel gökada daha keşfedildi - muhtemelen alt grubun uzak üyeleri M31(bu gökadalardan biri her iki grup tarafından bağımsız olarak keşfedilmiştir): Pegasus DEG (And VI), Cassiopea Dw ve And V. Yerel Grup'taki üçüncü en büyük gökada olan M33'ün (Triangulum), M31'in uzak yerçekimsel bağlı yoldaşı olabilir veya olmayabilir, kendisi de bir cüce yoldaşı LGS 3'e sahiptir.

• Galaksinin uyduları Andromeda 5:2:1 eksen oranına sahip düz bir sistem oluşturur. Yarı ana ekseni ve Samanyolu alt grubunun ana (kutupsal) ekseni yaklaşık 57 derecelik bir açı oluşturur.
• Alt gruptaki morfolojik ayrışma açıkça görülmektedir. En yakın yedi uydunun tümü M31 E ve Sph tipleri bulunurken çevrede yalnızca sarmal ve düzensiz gökadalar bulunur.
• Arp (1982) tarafından belirtildiği gibi uyduların radyal hız dağılımı M31 son derece asimetrik. Kullanırken galaksi üyeliği kriterimiz radyal hızlardaki fark Arp'a göre +46±29 km/s'ye kadar azalır. Ancak şöyle düşünürsek toplam ağırlık M31 Daha; diyelim ki İle=2,5 yerine 3,0, ardından etki alanına girer M31 Asimetriyi +70 km/s'ye çıkaran diğer galaksiler de (WLM, Pegasus ve NGC 404) dahil edilecek.
• Sistemin kütle merkezine göreli olarak ele alındığında radyal hızların asimetrisi önemli ölçüde azalır. M31+M33. Bu, şuna dair kanıt sağlayabilir: ana kütle Bu alt grubun üyeleri kendi üyelerinde bulunur ve grup genelinde dağıtılmaz.
• Kuzey ve Güneyde bulunan uydu sayısı M31 biraz asimetrik. Eğer bu, galaksimiz tarafından radyasyonun emilmesinden kaynaklanıyorsa, galaksinin yakınında alt grubun yeni üyelerinin keşfedilmesini beklemeliyiz. IC10. Bu varsayımın geçerliliği oldukça yakın zamanda gösterilmiştir.

Galaksiler NGC3109, Antlia,Sekstanlar A Ve Sekstanlar B Görünüşe göre ayrı bir alt grup oluşturuyorlar Vr=+114+-12 km/s, Yerel Grup merkezinden 1,7 Mpc'lik “sıfır Yerel Grup mesafesi” olarak adlandırılan mesafenin dışında yer alır (van den Bergh, 1999).

Diğer üyeler herhangi bir ana alt gruba atanamazlar ve dev grup üyelerinin çekim alanında tamamen izole bir şekilde hareket ederler. Gruptaki altyapılar muhtemelen stabil değil. Gözlemler ve hesaplamalar, grupların çok dinamik olduğunu ve geçmişte önemli ölçüde değiştiğini gösteriyor: Büyük eliptik galaksi Maffei 1'in etrafındaki galaksiler, muhtemelen bir zamanlar bizim galaksimizin grubunun üyeleriydi.

Yukarıdakilerin tümü, MG'nin yalıtılmış olmadığını, ancak en yakın çevredeki gökada gruplarıyla kütleçekimsel etkileşim ve üye alışverişi içinde olduğunu göstermektedir. Aşağıdakilerle olan etkileşim özellikle dikkat çekicidir:

• Dev eliptik galaksinin yanı sıra daha küçük Maffei 2'yi de içeren ve IC 342'nin etrafındaki kompleksle etkileşime giren IC342/Maffei grubu. Samanyolu'nun ekvator düzlemine yakın olduğundan toz tarafından güçlü bir şekilde emilir.
• grup Heykeltıraş"a veya Güney Kutbu grubu(Güney çevresinde bulunan üyelerle Galaktik Kutuplar), NGC 253 galaksisinin hakim olduğu
• grup M83

Yerel gökada grubu

Samanyolu'nu da içeren gökada grubu, Başak takımyıldızında (Başak Kümesi) gökyüzünde görülebilen dev bir gökada kümesinin çevresinde (merkezden yaklaşık 50 milyon ışıkyılı uzaklıkta) yer alır ve daha fazlasını içerir. 2000'den fazla yıldız sistemi. İki evrensel lifin kesişme noktasında oluşur karanlık madde. Bu kümenin, Evrenin bugün gözlemlenen kısmının lifli mega yapısını oluşturan çok sayıda yıldız adası üstkümesinden biri olduğu unutulmamalıdır.

Başak burcunun merkezinde yer alan oldukça gelişmiş bir medeniyetin varsayımsal sakinleri, güçlü teleskoplar Yıldızlı gökyüzündeki soluk sisli çizgilerle gösterilen yakın bir sarmal gökada çiftini gözlemleyebildi; ışığı bu hayali gözlemcilere 50 milyon yıl boyunca gidecek olan Yerel Grubumuz buradan bu şekilde görülebiliyor. Grubumuza dahil olan yaklaşık elli küçük gökadanın bu kadar büyük bir mesafeden kaydedilmesi zordur ve bunun tersine, modern hesaplamalara göre Başak Kümesi'ndeki yıldız sistemlerinin sayısı, bu küme içindeki çok sayıda cüce gökadayı içermemektedir. üstküme.

Gökbilimcilerin kullandığı Yerel Grup kavramı, ülkenin eteklerinde, sokaklarında kendi kanunlarının geçerli olduğu küçük bir kasaba olarak yorumlanabilir. Sakinleri aktif olarak etkileşime girer, birbirlerinin bugününü ve geleceğini belirler, topluluğun daha güçlü üyeleri daha zayıf olanların hareketini organize eder ve kendi iradelerine tabi kılar ve sonunda onları emer (bilim adamları galaksilerin yaşamındaki bu süreçlere yamyamlık adını vermeyi severler) ), genişleyen rahminizde heyecan verici aktif süreçler yeni nesil yıldızların doğuşu, gezegen sistemleri ve belki de yeni organik yaşam.

Benzer senaryolar, Galaksimiz ve Andromeda Galaksisi'nin (M31) doğuşunu ve gelişimini anlatmaktadır. Bu çiftin birkaç milyar yıl sonra birleşmesi modern bilim açısından çok muhtemeldir.

Yaklaşık 6 milyon ışıkyılı çapındaki Yerel Grubumuz, Evreni minyatür olarak temsil ediyor. Yapısı ve bileşimi, şu anda bilinen tüm galaksi türlerinin doğum, gelişme ve yapı süreçlerini ayrıntılı olarak incelememize olanak sağlar. Yakın çevremizdeki galaksileri oluşturan yıldızları, en güçlü yer ve uzay teleskoplarıyla inceleyerek, oluştukları nesnelerin yaşı hakkında bilgi ediniyoruz. En eskileri için bu yaş 13 milyar yıldır, bu da neredeyse Evrenin yaşına eşittir. Bunlar temsilciler cüce yıldızlar nükleer yanma son derece yavaş gerçekleşir. Oksijen, nitrojen, karbon ve daha ağır kimyasal elementler(astrofizikçiler genellikle onlara "metaller" derler) yalnızca nükleer reaksiyonlar yıldızların derinliklerinde. Yıldızlar, kabuklarını dökerek veya Süpernova olarak parlayarak, yaşamsal faaliyetlerinin ürünleriyle çevredeki alanı zenginleştirdiler. Sonraki nesillerin armatürlerinin temsilcileri ağır elementler açısından çok daha zengindir ve yıldız ne kadar gençse, metalikliği o kadar fazla olur. sonraki nesil o ait. Böylece, Yerel Gökada Grubu üyelerinin yıldız popülasyonunun bileşimini belirlemek, üyelerinin yaşı hakkında bir sonuca varmamızı sağlar.

Gökbilimciler, GOODS programının (Great Observatori-es Origins Deep Survey) uygulanmasının bir sonucu olarak büyük miktarda istatistiksel ve gerçek materyal aldılar; edebi çevirilerden birinde şöyle sesleniyor: “Nesnelerin kökeninin derinlemesine incelenmesi Evren en büyük gözlemevlerinde”). Şu anda en doğrulanmış teori, ilk yıldızların Evrenin baryonik maddesinin %90'ını oluşturan soğuk karanlık maddeden, daha doğrusu dev hidrojen bulutlarından oluştuğudur. yıldız kümeleri ve kendileri de çok fırtınalı, parlak ve patlayıcı bir gençliğe sahip olan cüce galaksiler. Daha sonra bu cüce gökadaların birleşmesi ve daha büyük küçük gökadalar tarafından karşılıklı soğurulması sonucunda bugün gözlemlediğimiz sarmal, eliptik, düzensiz gökadalar oluştu.

Gökbilimciler, Yerel Grubumuzun, Evren yaklaşık 13 milyar yıl önce 2000 K sıcaklığa soğuduğunda karanlık madde bulutundan oluştuğuna inanıyor. Genişleyen Evrenin ölçeğindeki değişiklikleri hesaba katarak doğrusal boyutları geçmişe tahmin edersek, o zaman grubun çapı 600.000 ışıkyılı (Samanyolu ile Andromeda Bulutsusu arasındaki mevcut mesafenin dörtte biri) idi. ). Üstelik en büyük iki gökadanın boyutları daha küçük olmalı ve Yerel Grup üyelerinin sayısı daha fazla olmalıydı.

Yerel ölçek

Yerel Grubumuzdaki ölçek ilişkilerini anlamak için Baltimore'daki Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü çalışanı Ray Willard, Astronomy dergisindeki makalesinde aşağıdaki karşılaştırmayı önerdi. Galaksimizi, ortasına bir tenis topunun yerleştirildiği kompakt bir disk (çapı 12 cm) olarak hayal edelim. Şimdi aynı tasarımın 1,5 kat daha büyük olduğunu hayal edin. Bu Andro-meda Bulutsusu olacak. Bu iki diski 3 m mesafeye yerleştirerek bir galaktik çift modeli elde ediyoruz ve tüm cüce galaksiler - galaksilerimizin uyduları ve grubun daha uzak üyeleri - 4,5 m yarıçaplı bir küreye sığacak.

En eski küresel yıldız kümeleri ve cüce galaksiler çarpışıp birleşerek Galaksimizin çekirdeğini oluşturdu. Daha ileri evrim sürecinde spiral kollu bir disk oluştu. Çalkantılı geçmiş, çok nadir bir yıldız ortamı olan galaktik halede var olan devasa yay şeklindeki gaz ve yıldız akışları şeklinde görünen izleri geride bıraktı. Yukarıda benimsenen ölçek modelindeki Samanyolu halesinin boyutu bir voleybol topunun hacmini kaplayacaktır (diğer tahminlere göre küresel halenin çapı galaktik diskin çapına yaklaşık olarak eşittir).

Kalıntı küresel kümelerden yalnızca birkaçı günümüze kadar hayatta kalabilmiştir. Bugün. Samanyolu'nun içinde antik kalelerin kalıntılarına benziyorlar. Hayatta kalma yetenekleri, kütlelerine ve "ev sahibi" galaksinin diskine göre yörüngelerine bağlıydı. Modern gözlemler Galaksimizin daha küçük yıldız topluluklarını absorbe ettiği, absorbe ettiği ve absorbe etmeye devam edeceği sonucuna varmamıza izin verin. Kendi düzleminden geçerken galaktik diskle etkileşime girmesi nedeniyle yok olma sürecine giren M12 kümesi hakkında yazmıştık. Reçel yemeye dalmış bir çocuğun yüzü gibi Galaksimizin yüzü de büyük ölçekli yemeklerin pek çok izini taşıyor. Galaktik hale, yutulmuş yıldız sistemlerinin kalıntılarını içerir, Samanyolu'nun diski uyduların - cüce galaksilerin - geçişleri nedeniyle deforme olur. Galaksimizin merkezi etrafındaki cüce uyduların önceki hareket yörüngeleri boyunca yer alan yıldız akışları, kelimenin tam anlamıyla galaktik diske yıldız yağdırıyor.

Bazı varsayımlara göre, Samanyolu'ndaki Yay takımyıldızında gözlemlenebilen devasa yıldız bulutu, uzak geçmişte yıldız adayımızla birleşen bir cüce galaksinin "nüfusunu" temsil ediyor. Virginia Üniversitesi çalışanlarından Steve Majewski'ye göre bu, galaksimizin rahmine düşen en büyük uydusudur.

Galaksinin çalkantılı geçmişinin en etkileyici izi, güney galaktik kutbun etrafında 100 yay derecesine yayılan yaylar oluşturan devasa soğuk hidrojen akışlarıdır. Bu akıntıların başında Büyük ve Küçük Macellan bulutları yer alıyor. en büyük uydular Samanyolu.

Macellan Bulutlarının Gizemleri

Macellan bulutlarının hareketine ilişkin en son çalışmalar, Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden gökbilimciler Nithya Kallivavalil ve Charles Alcock tarafından gerçekleştirildi ( Nitya Kallivayalil, Charles Alcock, Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi ) ve Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü'nden Roland Van der Marel ( Roeland van der Marel, Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü ), bu cüce galaksilerin hareketinin dinamiklerini açıklığa kavuşturmayı mümkün kıldı. Bu dinamik, Küçük ve Büyük Macellan bulutlarının uzaysal hız bileşenlerinin hassas değerleri temel alınarak revize edildi.

En büyük zorluk görüş hattına dik hız bileşenini hesaplamaktı. Bu, (Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak) birkaç yıl süren titiz gözlemler ve hesaplamalar gerektirdi. Sonuç olarak yazarlar, Amerikan Astronomi Topluluğu'nun 209. Konferansında şaşırtıcı bulgular sundular. Galaksimize göre LMC'nin 378 km/s hıza sahip olduğu, MMC'nin ise 302 km/s hıza sahip olduğu ortaya çıktı. Her iki durumda da hızların “önceden beklenenden önemli ölçüde daha yüksek olduğu ortaya çıktı. Bu gerçeğin iki açıklaması olabilir:

Samanyolu'nun kütlesi önceden düşünülenden daha büyüktür. Macellan bulutları Galaksinin etrafında yörüngede değiller ve gelecekte onun çekim kuvvetlerini yenecekler.

Bulut hızlarındaki fark (yani göreceli hareket hızları) da şaşırtıcı derecede yüksektir. Bu da birbirlerine yerçekimsel olarak bağlı olmadıklarını gösteriyor. Ayrıca bu, Yerel Grubun on milyarı aşan tarihinde birbirleriyle birleşmediklerini de açıklıyor. Macellan bulutlarının ardındaki izlerde ilerleyen hidrojen akışlarına ilişkin ayrıntılı çalışmaların gelecekte yapılması planlanıyor. Bu, birbirlerine ve Galaksimize göre hareketlerinin yörüngelerini netleştirmeyi mümkün kılacaktır.

Arka bahçedeki laboratuvar

Galaksi kümelerinin gelişimi ve oluşumu teorisi, Başak takımyıldızındaki dev bir kümenin çevresinde izole edilmiş bir çift büyük galaksinin oluşma olasılığını yetersiz bir şekilde açıklıyor. Bilim adamları, yakın çevremizde sarmal galaksilerin böylesine harika bir temsilcisinin, yani M31 veya Andromeda Bulutsusu'nun bulunmasının, Kader'in bir hediyesi olduğunu düşünüyor. Üstelik doğa, diskinin düzleminin Dünya'da (ve Galaksimizde bulunan herhangi bir gezegende) bulunan gözlemciye doğru en uygun açıda olmasını emretmiştir. Devasa bir yıldız adasının çekirdeği, sarmal kolları ve halesi gibi tüm bileşenleri maksimum dikkatle incelememizi sağlayan da bu bakış açısıdır.

Galaksimiz gibi M31 de birçok küresel küme içerir. Bazıları sarmal kolların dışında bulunur, ancak haleyi terk etmeden galaktik merkezler etrafında hareket ederler. Uzay teleskopu Hubble, M31'in merkezinin etrafında 130 bin ışıkyılı yarıçaplı bir yörüngede dönen küresel yıldız kümesi G1'in bir görüntüsünü aldı (Andromeda Bulutsusu diskinin yarıçapı 70 bin ışıkyılıdır). Mayall II olarak da adlandırılan G1, Yerel Gruptaki en parlak küresel kümedir: en az 300 bin eski yıldızdan oluşur. Temmuz 1994'te yakın kızılötesinde elde edilen bu ayrıntılı görüntünün analizi, kümenin helyum nükleer yanma süreçlerinin meydana geldiği yıldızlar içerdiği ve bu yıldızların sıcaklığı ve parlaklığının Samanyolu'yla aynı yaşta olduğunu öne sürdüğü sonucuna varmamızı sağlıyor. Way ve bir bütün olarak Yerel Grup. G1, merkezinde 10.000 güneş kütleli bir kara delik içermesi bakımından benzersizdir.

Gerçek bir mucize, Üçgen'deki (NGC 598 veya Üçgen-gulum Fırıldak Gökadası) sarmal bir gökada olan MZZ'dir. Samanyolu'nun yarısı çapında ve Andromeda Bulutsusu'nun üç katı büyüklüğündedir. Gökbilimcilere göre, M31 ile milyarlarca yıldır yakın bir arada var olan M31'in, uzun zaman önce onunla çarpışması gerekirdi. Ancak hala belirsiz olan bazı nedenlerden dolayı bu gerçekleşmedi.

Yerel Grubun (minyatür Evren) incelenmesi, bilim adamlarının Evrenin birçok sırrına nüfuz etmesine olanak tanır.

Çevremizde çeşitli kütlelerde kara delikler vardır: kendi Galaksimizin merkezinde, Andromeda Bulutsusu'nun merkezinde ve M15 ve G1 küresel kümelerinde. Merkezi kara deliğin kütlesinin tüm galaksinin kütlesinin on binde biri olması gerektiği varsayımı, bahsedilen kümelerin örnekleriyle doğrulanmaktadır. Bu, kara deliklerin ve onların "ana" galaksilerinin parametrelerini birbirine bağlayan bazı temel kalıpları tanımlamayı mümkün kılar.

Kütleçekimsel merceklenmenin etkisi nedeniyle daha uzaktaki yıldızların ışığını yoğunlaştıran varsayımsal kompakt, masif, parlak olmayan (görünmez) baryonik halo nesnelerinin keşfi özellikle ilgi çekicidir.

Yıldızlı gökyüzünün uzun vadeli gözlemlerine ve elde edilen büyük miktardaki gerçek materyale dayanan modern kozmolojik modeller, Dünyamıza benzer gezegenlerin on milyar yıldan daha uzun bir süre önce oluşmaya başladığını kabul ediyor. Böylece Evren gelişti yeterli miktar yüksek moleküllü organik bileşiklerin ve yaşamın oluşumunu sağlayan koşulların ortaya çıkmasının ve ayrıca muazzam sayıda galaksi ve yıldız göz önüne alındığında zekanın ortaya çıkmasının zamanı geldi. Ne kadar ihtimal dışı olursa olsun, yerel grubumuzda bizden başka yalnızca bir kişinin olduğunu varsayalım. son derece gelişmiş uygarlık. Temsilcilerinin çevrelerindeki dünyayla ilgilendiğini varsaymak doğaldır. Umabiliriz ki bilim adamları, daha fazlasına sahip uzun tarih, galaksi grubumuzun evrimini gözlemlediler ve karasal bilim eninde sonunda bu bilgiyi elde edebilecek. Medeniyetimiz, yaklaşık 2-3 milyar yıl içinde büyük bir felaketle - Samanyolu ile Andromeda Bulutsusu'nun çarpışmasıyla - sona erecek olan galaktik tarihin nispeten sakin bir döneminde var oldu.

Doğru, burada önemli bir durumu dikkate almak gerekiyor. Galaksimiz ve M31, saniyede 120 km, yani yılda 3,8 milyar km, yani bir milyar yılda 400 ışıkyılı hızla yaklaşıyor (merkezleri arasındaki mesafeler azaldıkça bu hız artacaktır). Radyal hız, spektral çizgilerin kaymasından oldukça doğru bir şekilde belirlenebilir. Ancak hız vektörünün bağıl hareket teğet bileşen? Eğer öyleyse ve yeterince büyükse, en azından önümüzdeki on milyarlarca yıl boyunca çarpışma hiç gerçekleşmeyecek. Galaksiler birbirlerinin yanından muazzam hızlarla geçecek, karşılıklı çekim etkisiyle "tüylerini" hareket ettirecek ve eliptik yörüngeler boyunca ilerlemeye devam ederek yörüngelerinin devasa yaylarını kapatacak. genel merkez ağırlık

Samanyolu ve Andromeda Bulutsusu'nun çarpışma rotasında olması hâlâ mümkün. Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden Thomas Cox ve Avi Loeb (TJ. Cox, Avi Loeb, Harvard Smithsonian Astrofizik Merkezi) modellerini bu varsayıma dayandırdılar. Titiz hesaplamalar yaptıktan sonra, şu anda bilinen tüm parametreleri denklemlere girerek başlangıç ​​koşulları Bilim adamları yıldızımızın galaksiler birleşmeye başlayana kadar yaşayacağı sonucuna vardılar. Araştırmacılara göre ilk "temas"2 milyar yıl sonra gerçekleşecek. Karasal gökbilimciler, yaklaşan “yıldız canavarının” yerçekiminin etkisi altında Galaksimizin sarmal yapılarında artan deformasyonları gözlemleyecekler. Galaksilerin çekirdeklerinin gösterdiği çeşitli salınım hareketlerinin bir sonucu olarak, yıldız disklerinin popülasyonu giderek daha fazla karışacak ve yavaş yavaş dev bir eliptik galaksinin nispeten homojen bir gövdesini oluşturacaktır. Cox ve Loeb'in varsayımlarına göre, yıldızımız son derece yaşlıyken hâlâ "son" yapının oluşma dönemine ulaşacak ve eğer bu, bugün yaşayan herkesi teselli edecekse, yeni oluşan yıldızın çevresinde sona erecek. adanın merkezinden 100 bin ışıkyılı uzaklıkta. Bu alanın, dinamik ve enerji parametrelerinin, içinde yaşayan yıldızların etrafındaki gezegenlerde yaşamın varlığı için uygun koşulları sağlayacağı yeni bir galaksinin "yaşam bölgesi" olup olmayacağını bugün söylemek elbette imkansızdır. Torunlarımızın yararına en iyisini umalım.

Avi Loeb'in yıldızlı gökyüzündeki tüm bu büyüleyici ve görkemli değişiklikleri gözlemleyerek şaka yaptığı gibi, geleceğin bilim adamları raporunun şu satırlarına başvurabilirler: "Bu, 5 milyar yıl sonra alıntı yapılacak ilk yayınım."

Galaksilerin birleşmesinin bilgisayar simülasyonu, olayların gelişimini izlememize olanak tanır: Çarpışmanın ilk aşamasında, bugün "Fare" galaksisinde (NGC 4676) gözlemlenenlere benzer süreçler meydana gelecektir. İlk olarak Samanyolu ve M31 çevre bölgeleriyle temas edecek. Daha derin karşılıklı emilim sürecinde, desen Anten galaksilerine (NGC 4038-4039) benzeyecektir. Sonra çekirdekler birleşecek, sonra belki de her birinin merkezinde bulunan kara delikler çarpışacak. yıldız sistemi. Daha sonra jetler ortaya çıkacak - NGC 5128 galaksisinin yakınında gözlemlenenlere benzer şekilde galaksiler arası uzaya madde fırlatılması. Evrensel felaket büyük olasılıkla dev bir eliptik galaksinin - NGC 1316'nın bir benzeri - oluşmasıyla sona erecek. Bu galaksinin çekimsel etkisine maruz kalacak ve yeni pişirilen canavarın iştahı o kadar büyük olacak ki, grubun geri kalan üyeleri (galaktik standartlara göre) nispeten kısa bir sürede onun tarafından emilecek.

Yerel Grubun, diğer şeylerin yanı sıra, her milyar yılda bir 3 milyon ışıkyılı hızla Başak kümesinin merkezine doğru ilerlediğini unutmayalım. Daha büyük bir şeyle çarpışmayı nasıl önleyebiliriz ("çam ağacına çarpmayın" derler)... Sonuçta, Evrende açıkça gözlemlenenlerden çok daha fazla görünmez nesnenin bizden gizlendiği açıktır! Dünya bilimi kaç yıldır çevremizdeki galaksiler dünyası hakkında fotoğrafik veriler topluyor? Yüz kadar mı? Zaten bu bir an bile değil, sadece Kozmos'un donmuş bir fotoğrafı. Süreçlerin bu kadar kısa sürede gelişimi ancak çok küçük hacimlerde fark edilebilir. Evrimin yanı sıra güneş sistemi uzayın bu bölgelerinin genç yıldız sakinlerinin ürettiği “kasırga rüzgarlarının” etkisi altında nova kabuklarının genişlemesini, süpernovaları, gaz ve toz bulutlarının iç kısımlarındaki değişiklikleri gözlemleyebiliriz. Bir gökada kümesi (hatta "yerel" ve katı Başak kümesinin "eteklerinde" bile) gibi oluşumların dinamiklerini anlamak en az bin yıl gerektirir. Elbette bu bin yıl boyunca okuyucularımızı çevremizdeki Evrendeki güncel değişiklikler hakkında bilgilendirmeyi planlıyoruz. Bu dünyada en azından istikrarlı bir şey olmalı!