กระจุกดาวหญิงสาว
อดีตกระจุกดาวขนาดใหญ่
ซูเปอร์คลัสเตอร์ท้องถิ่น
ระยะทางจากกลุ่มท้องถิ่นสำหรับกลุ่มและคลัสเตอร์ที่เลือกภายในซูเปอร์คลัสเตอร์ท้องถิ่น
ข้อมูลการสังเกต ( Epoch J2000 )
โครงสร้างผู้ปกครองซูเปอร์คลัสเตอร์ลานิอาเคีย
เรดชิฟต์การเปลี่ยนแปลงดอปเปลอร์
มวลยึดเกาะ~1.48 × 10 15 [1]  ม. ☉
ความส่องสว่าง (ระบุ)3 × 1012 ลิตร☉ [1] (รวม)
ชื่อเรียกอื่น ๆ
คลัสเตอร์ราศีกันย์ (เก่า), LSC, LS

ซูเปอร์คลัสเตอร์ท้องถิ่น ( LSCหรือLS ) คือซูเปอร์คลัสเตอร์ที่กำหนดไว้ก่อนหน้านี้ซึ่งประกอบด้วยกระจุกดาวหญิงสาวและกลุ่มท้องถิ่นซึ่งประกอบด้วยกาแล็กซีทางช้างเผือกและ กาแล็กซีแอน ดรอเมดารวมถึงกาแล็กซีอื่น ๆกลุ่มกาแล็กซีและคลัสเตอร์ อย่างน้อย 100 กลุ่ม ตั้งอยู่ในเส้นผ่านศูนย์กลาง 33 เมกะพาร์เซก (110 ล้านปีแสง ) ซูเปอร์คลัสเตอร์กลุ่มหญิงสาวเป็นหนึ่งในประมาณ 10 ล้านคลัสเตอร์ในจักรวาลที่สังเกตได้และอยู่ในกลุ่มซูเปอร์คลัสเตอร์ราศีมีน–ซีตัส ซึ่งเป็น เส้นใยของกาแล็กซี

การศึกษาวิจัยในปี 2014 ระบุว่า Local Supercluster เป็นเพียงส่วนหนึ่งของ Supercluster ที่มีขนาดใหญ่กว่า นั่นคือLaniakeaซึ่งมีขนาดใหญ่กว่าและมีศูนย์กลางอยู่ที่Great Attractor [ 2]จึงรวมเอา Virgo Supercluster เดิมที่อยู่ภายใต้ Laniakea ไว้ด้วยกัน

พื้นหลัง

เริ่มต้นด้วยตัวอย่างเนบิวลา ขนาดใหญ่ชุดแรก ที่เผยแพร่โดยวิลเลียมและจอห์น เฮอร์เชลในปี 1863 เป็นที่ทราบกันดีว่ามีสนามเนบิวลาส่วนเกินอย่างเห็นได้ชัดในกลุ่มดาวหญิงสาวใกล้ขั้วเหนือของกาแล็กซีในปี 1950 นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส-อเมริกันGérard de Vaucouleursเป็นคนแรกที่โต้แย้งว่าส่วนเกินนี้แสดงถึงโครงสร้างคล้ายกาแล็กซีขนาดใหญ่ โดยบัญญัติศัพท์ว่า "Local Supergalaxy" ในปี 1953 จากนั้นจึงเปลี่ยนเป็น "Local Supercluster" (LSC [3] ) ในปี 1958 Harlow Shapleyได้เสนอคำว่าMetagalaxyในหนังสือOf Stars and Men ของเขาในปี 1959 [4]

มีการถกเถียงกันอย่างต่อเนื่องตลอดช่วงปี 1960 และ 1970 ว่าซูเปอร์คลัสเตอร์ท้องถิ่น (LS) เป็นโครงสร้างหรือเป็นการเรียงตัวของดาราจักรโดยบังเอิญกันแน่[5] ปัญหาได้รับการแก้ไขด้วยการสำรวจเรดชิฟต์ขนาดใหญ่ในช่วงปลายทศวรรษ 1970 และต้นทศวรรษ 1980 ซึ่งแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าความเข้มข้นของดาราจักรในแนวระนาบของดาราจักรนั้นแบนราบลง[6]

โครงสร้าง

ในเอกสารที่ครอบคลุมในปี 1982 R. Brent Tullyได้นำเสนอข้อสรุปจากการวิจัยของเขาเกี่ยวกับโครงสร้างพื้นฐานของ LS ซึ่งประกอบด้วยสองส่วน ได้แก่ ดิสก์แบนราบอย่างเห็นได้ชัดซึ่งประกอบด้วยกาแล็กซีส่องสว่างสองในสามของซูเปอร์คลัสเตอร์ และฮาโลทรงกลมโดยประมาณซึ่งประกอบด้วยกาแล็กซีที่เหลือหนึ่งในสาม[7] ดิสก์เองเป็นทรงรีบาง (~1 ล้านพาร์เซก ) ที่มีอัตราส่วนแกนยาวต่อแกนสั้นอย่างน้อย 6 ต่อ 1 และอาจสูงถึง 9 ต่อ 1 [8] ข้อมูลที่เผยแพร่ในเดือนมิถุนายน 2003 จากการสำรวจการเลื่อนไปทางแดงของกาแล็กซีสององศาสนาม (2dF) 5 ปี ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถเปรียบเทียบ LS กับซูเปอร์คลัสเตอร์อื่นๆ ได้ LS แสดงถึงซูเปอร์คลัสเตอร์ที่มีความหนาแน่นต่ำ (กล่าวคือ ไม่มีแกนกลางที่มีความหนาแน่นสูง) และมีขนาดค่อนข้างเล็ก โดยมีกระจุกกาแล็กซีที่มีความหนาแน่นสูงหนึ่งกระจุกอยู่ตรงกลาง ล้อมรอบด้วยเส้นใยของกาแล็กซีและกลุ่มที่มีความหนาแน่นต่ำ[1]

กลุ่มท้องถิ่นตั้งอยู่ในบริเวณชานเมืองของ LS ในเส้นใยขนาดเล็กที่ทอดยาวจากกระจุกดาวฟอร์แน็กซ์ไปยังกระจุกดาวหญิงสาว[6]ปริมาตรของกระจุกดาวหญิงสาวมีขนาดใหญ่กว่ากลุ่มท้องถิ่นประมาณ 7,000 เท่า หรือ 100 พันล้านเท่าของทางช้างเผือก

การกระจายตัวของกาแล็กซี่

ความหนาแน่นของจำนวนกาแล็กซีใน LS ลดลงตามกำลังสองของระยะห่างจากศูนย์กลางใกล้กับกระจุกดาราจักรในกลุ่มดาวหญิงสาวซึ่งแสดงให้เห็นว่ากระจุกดาราจักรนี้ไม่ได้ตั้งอยู่โดยสุ่ม โดยรวมแล้ว กาแล็กซีที่ส่องสว่างส่วนใหญ่ (มีค่าความสว่างน้อยกว่าค่าสัมบูรณ์ −13) จะกระจุกตัวอยู่ในกลุ่มเมฆจำนวนเล็กน้อย(กลุ่มของ กระจุกดาราจักร ) ร้อยละเก้าสิบแปดพบในกลุ่มเมฆ 11 กลุ่มต่อไปนี้ โดยเรียงตามลำดับจำนวนกาแล็กซีที่ส่องสว่างจากน้อยไปมาก ได้แก่ Canes Venatici กระจุกดาราจักรในกลุ่มดาวหญิงสาว กลุ่มดาวหญิงสาว II (ส่วนขยายทางใต้) กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 2 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 3 กลุ่มดาวเครเตอร์ (NGC 3672) กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 2 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 2 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 3 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 2 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 3 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่ม ดาวหญิงสาว กลุ่มที่ 2 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 3 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 2 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 3 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 1 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่2 กลุ่ม ดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 3 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 2 กลุ่มดาวหญิงสาว กลุ่ม ที่ 3 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 3 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 4 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 5 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 6 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 7 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่ 8 กลุ่มดาวหญิงสาวกลุ่มที่9 ...

กาแล็กซีที่ส่องสว่างซึ่งอยู่ในจานนั้น หนึ่งในสามอยู่ในกระจุกดาวหญิงสาว ส่วนที่เหลืออยู่ในกลุ่มเมฆ Canes Venatici และกลุ่มดาวหญิงสาว II รวมถึงกลุ่ม NGC 5643 ซึ่งไม่มีความสำคัญมากนัก

กาแล็กซีที่ส่องสว่างในฮาโลนั้นกระจุกตัวอยู่ในกลุ่มเมฆจำนวนเล็กน้อย (94% ใน 7 กลุ่มเมฆ) การกระจายนี้บ่งชี้ว่า "ปริมาตรส่วนใหญ่ของระนาบซูเปอร์กาแล็กซีเป็นช่องว่างขนาดใหญ่" [8]การเปรียบเทียบที่เป็นประโยชน์ซึ่งตรงกับการกระจายที่สังเกตได้คือฟองสบู่ กลุ่มดาวแบนและซูเปอร์คลัสเตอร์พบได้ที่จุดตัดของฟองอากาศ ซึ่งเป็นช่องว่างขนาดใหญ่ในอวกาศที่มีรูปร่างเป็นทรงกลมโดยประมาณ (มีเส้นผ่านศูนย์กลาง ประมาณ 20–60 ล้าน พาร์เซก ) [9] โครงสร้างเส้นใยยาวดูเหมือนจะครอบงำ ตัวอย่างนี้ได้แก่ซูเปอร์คลัสเตอร์ไฮดรา–เซนทอรัสซึ่งเป็นซูเปอร์คลัสเตอร์ที่อยู่ใกล้ซูเปอร์คลัสเตอร์เวอร์โกมากที่สุด โดยเริ่มต้นที่ระยะห่างประมาณ 30 ล้านพาร์เซกและขยายไปถึง 60 ล้านพาร์เซก[10]

จักรวาลวิทยา

ไดนามิกขนาดใหญ่

ตั้งแต่ช่วงปลายทศวรรษ 1980 เป็นต้นมา เป็นที่ชัดเจนว่าไม่เพียงแต่กลุ่มท้องถิ่น เท่านั้น แต่รวมถึงสสารทั้งหมดที่อยู่ห่างออกไปอย่างน้อย 50 ล้านพาร์เซกกำลังประสบกับกระแสมวลจำนวนมากในระดับ 600 กม./วินาทีในทิศทางของกระจุกดาวนอร์มา (Abell 3627) [11] Lynden-Bell et al. (1988) เรียกสาเหตุของสิ่งนี้ว่า " ตัวดึงดูดที่ยิ่งใหญ่ " ปัจจุบันเข้าใจกันว่าตัวดึงดูดที่ยิ่งใหญ่คือจุดศูนย์กลางมวลของโครงสร้างกระจุกดาวขนาดใหญ่กว่าซึ่งเรียกว่า " Laniakea " ซึ่งรวมถึงกระจุกดาวหญิงสาว (รวมถึงกลุ่มท้องถิ่น) ตลอดจนกระจุกดาวไฮดรา-เซนทอรัส กระจุกดาวพาโว-อินดัส และกลุ่มฟอร์แน็กซ์

พบว่า Great Attractor ร่วมกับ supercluster ทั้งหมดกำลังเคลื่อนตัวไปทางShapley Superclusterโดยมีศูนย์กลางอยู่ที่Shapley Attractor [ 12]

สสารมืด

LS มีมวลรวมM ≈ 10 15 M ☉และมีค่าความส่องสว่างทางแสงรวมL ≈ 3 × 1012 L ☉ . [1]ซึ่งจะทำให้ได้อัตราส่วนมวลต่อแสงที่สูงกว่าอัตราส่วนของดวงอาทิตย์ประมาณ 300 เท่า ( M ☉ / L ☉ = 1) ซึ่งตัวเลขนี้สอดคล้องกับผลลัพธ์ที่ได้จากซูเปอร์คลัสเตอร์อื่นๆ [13] [14] เมื่อเปรียบเทียบกันแล้วอัตราส่วนมวลต่อแสงของทางช้างเผือก มีค่าเท่ากับ 63.8 โดยถือว่า ความสว่างสัมบูรณ์ ของ ดวงอาทิตย์เท่ากับ 4.83 [15]ความสว่างสัมบูรณ์ของทางช้างเผือกเท่ากับ −20.9 [16] และมวลของทางช้างเผือกเท่ากับ 1.25 × 1012  M ☉ . [17]อัตราส่วนเหล่านี้เป็นหนึ่งในข้อโต้แย้งหลักที่สนับสนุนการมีอยู่ของสสารมืด จำนวนมาก ในจักรวาล หากไม่มีสสารมืด อัตราส่วนมวลต่อแสงก็คงจะน้อยกว่านี้มาก

แผนที่

Virgo ClusterCentaurus A/M83 GroupM81 groupMaffei GroupNGC 1023 GroupM101 groupNGC 2997 GroupCanes Venatici I GroupNGC 5033 groupUrsa Major ClusterLeo I GroupNGC 6744 GroupDorado GroupVirgo III GroupsNGC 4697Leo II GroupsNGC 7582Fornax ClusterEridanus ClusterLocal GroupSculptor Group
แผนที่จักรวาลใกล้เคียงภายในระยะ 100 ล้านปีแสงจากโลก ซึ่งรวมถึงส่วนหนึ่งของกระจุกดาวทางใต้ที่มุมซ้ายล่างและกระจุกดาวในกลุ่มดาวหญิงสาวที่มุมขวาในพิกัดกาแล็กซี (คลิกที่ชื่อคุณลักษณะเพื่อดูข้อมูลเพิ่มเติม)
NGC 55Milky WayLarge Magellanic CloudNGC 3109Messier 31Messier 33NGC 247Circinus GalaxyNGC 5128NGC 5253NGC 5102NGC 5128 GroupIC 4662Messier 83Virgo ClusterESO 274-01NGC 1313NGC 625NGC 7793NGC 4945NGC 45NGC 253Sculptor GroupLocal GroupNGC 1569NGC 300IC 342Maffei GroupNGC 404NGC 784Maffei IMaffei IIDwingeloo 1NGC 1560Messier 81IC 2574Messier 82NGC 3077NGC 2976NGC 4605NGC 6503NGC 5204NGC 3738NGC 4236NGC 2366NGC 2403NGC 4305NGC 5023Messier 94NGC 4244NGC 4214NGC 4449NGC 4395Canes I GroupM81 Group
กลุ่มกาแล็กซีที่ใกล้ที่สุดที่ฉายลงบนระนาบกาแล็กซีขนาดใหญ่ (คลิกที่ชื่อคุณลักษณะเพื่อดูข้อมูลเพิ่มเติม)

แผนภาพ

แผนภาพแสดงตำแหน่งของเราในจักรวาลที่สังเกตได้ ( รูปภาพทางเลือก )

ดูเพิ่มเติม

อ้างอิง

  1. ^ abcd Einasto, M.; et al. (ธันวาคม 2007). "The richest superclusters. I. Morphology". Astronomy and Astrophysics . 476 (2): 697–711. arXiv : 0706.1122 . Bibcode :2007A&A...476..697E. doi :10.1051/0004-6361:20078037. S2CID  15004251.
  2. ^ R. Brent Tully; Hélène Courtois ; Yehuda Hoffman; Daniel Pomarède (2 กันยายน 2014). "The Laniakea supercluster of galaxies". Nature . 513 (7516) (เผยแพร่ 4 กันยายน 2014): 71–73. arXiv : 1409.0880 . Bibcode :2014Natur.513...71T. doi :10.1038/nature13674. PMID  25186900. S2CID  205240232.
  3. ^ cfa.harvard.edu, The Geometry of the Local Supercluster, John P. Huchra , 2007 (เข้าถึงเมื่อ 12-12-2008)
  4. ^ ชาปลีย์ ฮาร์โลว์ แห่งดวงดาวและบุรุษ (1959)
  5. ^ de Vaucouleurs, G. (มีนาคม 1981). "The Local Supercluster of Galaxies". วารสารของสมาคมดาราศาสตร์แห่งอินเดีย . 9 : 6 (ดูหมายเหตุ) Bibcode :1981BASI....9....1D.
  6. ^ ab Klypin, Anatoly; et al. (ตุลาคม 2003). "Constrained Simulations of the Real Universe: The Local Supercluster". The Astrophysical Journal . 596 (1): 19–33. arXiv : astro-ph/0107104 . Bibcode :2003ApJ...596...19K. doi :10.1086/377574. S2CID  1830859.
  7. ^ Hu, FX; et al. (เมษายน 2006). "การวางแนวของกาแล็กซีในซูเปอร์คลัสเตอร์ท้องถิ่น: การทบทวน". Astrophysics and Space Science . 302 (1–4): 43–59. arXiv : astro-ph/0508669 . Bibcode :2006Ap&SS.302...43H. doi :10.1007/s10509-005-9006-7. S2CID  18837475.
  8. ^ โดย Tully, RB (15 มิ.ย. 1982). "The Local Supercluster". Astrophysical Journal . 257 (1): 389–422. Bibcode :1982ApJ...257..389T. doi : 10.1086/159999 .
  9. ^ แครอลล์, แบรดลีย์; ออสต์ลี, เดล (1996). บทนำสู่ฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ . นิวยอร์ก: แอดดิสัน-เวสลีย์ . หน้า 1136 ISBN 0-201-54730-9-
  10. ^ Fairall, AP; Vettolani, G.; Chincarini, G. (พฤษภาคม 1989). "การสำรวจเรดชิฟต์มุมกว้างของภูมิภาคไฮดรา-เซนทอรัส" Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 78 (2): 270. Bibcode :1989A&AS...78..269F. ISSN  0365-0138
  11. ^ Plionis, Manolis; Valdarnini, Riccardo (มีนาคม 1991). "หลักฐานโครงสร้างขนาดใหญ่ในระดับประมาณ 300/ชม. MPC" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 249 : 46–61. Bibcode :1991MNRAS.249...46P. doi : 10.1093/mnras/249.1.46 .
  12. ^ "อะไรคือ Great Attractor?". 14 กรกฎาคม 2557.
  13. ^ Small, Todd A.; et al. (ม.ค. 1998). "การสำรวจซูเปอร์คลัสเตอร์โคโรนาโบเรลิสของนอร์ริส III. โครงสร้างและมวลของซูเปอร์คลัสเตอร์" Astrophysical Journal . 492 (1): 45–56. arXiv : astro-ph/9708153 . Bibcode :1998ApJ...492...45S. doi :10.1086/305037. S2CID  119451873
  14. ^ Heymans, Catherine; et al. (เมษายน 2008). "สภาพแวดล้อมของมวลสารมืดของซุปเปอร์คลัสเตอร์ A901 abell A901/902: การวิเคราะห์เลนส์ที่อ่อนแอของการสำรวจ HST STAGES" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 385 (3): 1431–1442. arXiv : 0801.1156 . Bibcode :2008MNRAS.385.1431H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12919.x . S2CID  59057342.
  15. ^ Williams, DR (2004). "Sun Fact Sheet". NASA . สืบค้นเมื่อ2012-03-17 .
  16. ^ Jerry Coffey. "Absolute Magnitude" . สืบค้นเมื่อ2010-04-09 .
  17. ^ McMillan, Paul J. (กรกฎาคม 2011), "แบบจำลองมวลของทางช้างเผือก", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 414 (3): 2446–2457, arXiv : 1102.4340 , Bibcode :2011MNRAS.414.2446M, doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x , S2CID  119100616

อ่านเพิ่มเติม

  • ทัลลี, เบรนท์ (1982). "ซูเปอร์คลัสเตอร์ท้องถิ่น". ดาราศาสตร์. J . 257 : 389–422. Bibcode :1982ApJ...257..389T. doi : 10.1086/159999 .
  • Lynden-Bell, D.; et al. (1988). "การสเปกโตรสโคปีและโฟโตเมตรีของกาแล็กซีทรงรี V — กาแล็กซีเคลื่อนตัวเข้าสู่ศูนย์กลางกาแล็กซีแห่งใหม่" Astrophysical Journal . 326 : 19–49. Bibcode :1988ApJ...326...19L. doi :10.1086/166066.
  • Atlas of the Universe เป็นเว็บไซต์ที่สร้างขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ Richard Powell ซึ่งแสดงแผนที่จักรวาลในท้องถิ่นของเราในมาตราส่วนที่แตกต่างกันหลายระดับ (คล้ายกับแผนที่ด้านบน)
ดึงข้อมูลจาก "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Virgo_Supercluster&oldid=1246309985"