Một trong những ngành khoa học bí ẩn nhất hiện nay là thiên văn học. Trong đó, không giống ai, có rất nhiều câu hỏi mà chúng tôi không thể trả lời nhưng chúng tôi đang cố gắng tìm ra câu trả lời. Một trong những câu hỏi toàn cầu này là câu hỏi về sự xuất hiện và phân bố của các dạng vật chất khác nhau trong Vũ trụ của chúng ta. Kể từ khi nào Vụ nổ lớn vật chất nguyên thủy có bắt đầu hình thành nên các ngôi sao và thiên hà mà chúng ta có thể quan sát ngày nay không? Nếu chúng ta giả sử rằng trước khi quá trình nén vật chất bắt đầu, nó ít nhiều đã bị phân tán, thì vũ trụ có thể tồn tại được không? giai đoạn đầu lấp đầy sự tiến hóa của bạn nhiều loại chất? Nghiên cứu gần đây trong lĩnh vực này giúp trả lời những câu hỏi này và những câu hỏi khác liên quan đến sự tiến hóa của vật chất trong Siêu thiên hà của chúng ta. Và những quan sát gần đây xác nhận sự hiện diện của các siêu đám thiên hà—các cấu trúc có tổ chức bao gồm nhiều cụm thiên hà. Lần lượt, mỗi cụm như vậy có thể bao gồm hàng trăm hoặc thậm chí hàng nghìn thiên hà riêng lẻ. Sự hiện diện của các siêu đám như vậy trong một thời gian dài chỉ là một giả định, do thực tế là sự xác nhận của chúng có liên quan đến một nghịch lý lớn khiến các nhà khoa học bối rối: ở một số khu vực rộng lớn như nhau không gian bên ngoài không có thiên hà nào cả.
Những siêu đám thiên hà như vậy rộng lớn đến mức các thành viên riêng lẻ của chúng chuyển động với tốc độ tùy ý và không thể dừng lại. hơn một nửađường kính của toàn bộ siêu đám trong hàng tỷ năm kể từ thời điểm chúng hình thành. Rõ ràng là các siêu đám được hình thành trong lịch sử về cấu trúc của chúng không có điểm tương đồng với các siêu đám cơ bản. hệ thống nhỏ hơn. Ở quy mô nhỏ hơn các siêu đám như vậy, có thể nói, sự phân bố ban đầu của vật chất đã bị thay đổi bởi sự “pha trộn” tiến hóa. Các nhà thiên văn học hy vọng rằng việc hiểu và giải thích những cấu trúc to lớn như vậy trong Vũ trụ của chúng ta sẽ làm sáng tỏ các quá trình dẫn đến sự phát triển cấu trúc của mọi chiều, từ thiên hà đến các ngôi sao và hành tinh.
Hiện tại không thể xác định được ai là người đầu tiên đề xuất ý tưởng rằng các cụm thiên hà có thể là thành viên của nhiều cấu trúc lớn gọi là siêu đám thiên hà. Thiên văn học ngoài thiên hà, các quan sát trong vùng quang phổ tia X, tia cực tím và hồng ngoại đã phát hiện và tiếp tục khám phá ngày càng nhiều bí mật về Vũ trụ của chúng ta, và công bằng mà nói thì thông tin vũ trụ quan trọng nhất được thu thập bởi mặt đất- kính thiên văn dựa trên các tia nhìn thấy và vô hình.
Thậm chí rất lâu trước khi phát minh ra kính thiên văn, các nhà quan sát không chỉ có thể nhìn thấy các ngôi sao và hành tinh trên bầu trời đêm mà còn có thể nhìn thấy những đám mây ánh sáng nhỏ, mờ ảo. Sau khi tạo kính thiên văn lớn vào thế kỷ 19, một số tinh vân này đã được phân giải thành các ngôi sao riêng lẻ. Lúc đầu, chúng được coi là những hệ sao độc lập, nằm cách xa thiên hà của chúng ta. Lần đầu tiên, những tinh vân như vậy được mô tả trong danh mục của John Herschel vào năm 1864. Nó được gọi là GC (Danh mục chung) và sau đó vào năm 1888 trong danh mục Dreyer (Danh mục chung mới.)
Sau đó, các nhà thiên văn học tin rằng một số tinh vân hình thành các hệ thống đơn độc bắt đầu tranh luận rằng những vật thể như vậy có xu hướng hình thành thành các cụm. Năm 1908, nhà thiên văn học người Thụy Điển S. Charlier đưa ra ý tưởng về cấu trúc cụm “thứ bậc”. Ông đã xác định được một số cụm như vậy, trong đó lớn nhất là các cụm trong chòm sao Xử Nữ và Coma Berenices. Năm 1922, nhà khoa học người Anh J. Reynolds phát hiện ra rằng một nhóm “tinh vân” kéo dài từ Đại Hùng qua Coma Berenices vào Xử Nữ, bao phủ khoảng cách khoảng 40° bầu trời phía bắc. Reynolds cũng tin rằng những “tinh vân” này là một phần của hệ sao của chúng ta. Ông có thể là người đầu tiên xác định được những vật thể này, hiện được gọi là Nhóm thiên hà Địa phương, trong đó thiên hà của chúng ta là một phần.
Vào giữa những năm 1920, Edwin Powell Hubble của Đài thiên văn Núi Wilson đã chứng minh rằng nhiều "tinh vân" này là những hệ thống đơn lẻ. Đến năm 1929, ông cùng với M. Humanson công bố nghiên cứu của mình về thực tế là “một thiên hà càng ở xa thì ánh sáng của nó càng chuyển sang phía đỏ của quang phổ”. một loại chỉ báo cho thấy thiên hà đang di chuyển ra xa chúng ta nhanh như thế nào trong khuôn khổ sự giãn nở chung của không gian bên ngoài. Ngày nay, dịch chuyển đỏ được gọi là định luật Hubble, cùng với những định luật khác, định luật này là cơ sở của vũ trụ học quan sát hiện đại.
Giá trị dịch chuyển đỏ (z) được tính bằng cách trừ đi phần còn lại của bước sóng dịch chuyển đỏ của các vạch quang phổ thiên hà khỏi bước sóng quan sát được và chia độ dài còn lại. Giá trị cao nhấtĐộ dịch chuyển đỏ được Humanson tìm thấy (vào cuối những năm 40) là 2 và bằng 60.000 km/s. hoặc 20% tốc độ ánh sáng. Một thiên hà như vậy nằm cách chúng ta khoảng 2,6 tỷ năm ánh sáng. Nhưng những vật thể ở xa chúng ta nhất tất nhiên là các chuẩn tinh, có độ dịch chuyển đỏ >=3,5. Chúng đang di chuyển ra xa chúng ta với tốc độ khoảng 90% tốc độ ánh sáng và nằm cách chúng ta 15 tỷ năm ánh sáng. năm.
Vào những năm 1930, Hubble và Harlow Shapley (Đài thiên văn Harvard) nhận thấy rằng có nhiều thiên hà sáng ở bầu trời phía bắc hơn ở bầu trời phía nam. Hubble cũng đã chụp ảnh một số lượng lớn các thiên hà mờ nhạt và tự tin rằng ông đã tìm thấy sự kết thúc có thể xảy ra của hiện tượng cụm thiên hà, mặc dù đó mới chỉ là sự khởi đầu. những khám phá vĩ đại những người đang đợi chúng tôi ở phía trước. Hubble đã có một đóng góp rất quan trọng và có ý nghĩa khác cho khoa học khi ông phân loại hình dạng khác nhau thiên hà được biết đến vào thời điểm đó. Nói tóm lại, về sự phân loại này, chúng ta có thể nói rằng Hubble đã chia tất cả các thiên hà thành hai lớp chính: hình elip và hình xoắn ốc, đến lượt chúng lại được chia thành nhiều lớp nữa... Đến năm 1950, các nhà khoa học có thể đồng ý với đặc điểm chung các cụm thiên hà. Trong số một số cụm như vậy được biết đến vào thời điểm đó, cụm lớn nhất là cụm Coma, chứa hơn 1000 thiên hà riêng lẻ. Những cụm như vậy chủ yếu bao gồm các thiên hà hình elip và SO. Không quá một nửa số thiên hà nằm trong các cụm như vậy; phần còn lại, được gọi là các vật thể “trường”, được coi là các hệ sao biệt lập (chủ yếu là xoắn ốc) nằm bên ngoài các cụm. Một số nhà thiên văn học cho rằng khu vực ở Xử Nữ có thể bao gồm nhiều hơn một cụm, và giả thuyết của Charlier về cấu trúc phân cấp của các cụm lớn hơn nhiều đã bị thách thức bởi các nghiên cứu của Hubble về số lượng thiên hà xa xôi.
J. Vacouleur thuộc Đại học Texas ở Austin, người đã nghiên cứu các thiên hà sáng hơn ở bán cầu thiên hà phía bắc từ đầu những năm 1950, là người đầu tiên xác định và mô tả cụm thiên hà gần chúng ta nhất. Theo nghiên cứu của ông, nó nằm trong cụm Xử Nữ ở 60 sv. nhiều năm nữa và có thể có tới 50 cụm xa xôi, được gọi là các nhóm, chứa các thiên hà riêng lẻ nằm rải rác trong các nhóm như vậy. Thiên hà của chúng ta nằm ở một trong các cụm mà các nhà thiên văn học gọi là Nhóm thiên hà địa phương, và do đó nó nằm ngoài siêu đám.
Khám phá vĩ đại thứ hai trong thập niên 50-80. là niềm tin ngày càng tăng rằng Siêu đám địa phương không hiện tượng độc đáo trong vũ trụ. Giữa năm 1950 và 1954 toàn bộ bầu trời phía bắc được nhìn với góc rộng 1,2 m. kính thiên văn được đặt theo tên Schmidt trên núi Palomar. (Cuộc khảo sát bầu trời Palomar nổi tiếng.) Ngay sau đó, J. Abell thuộc Đại học California, Los Angeles, đã lập danh mục 2.712 cụm thiên hà lớn. Abell lưu ý rằng nhiều cụm trong số này dường như là thành viên của các siêu cụm, bao gồm trung bình 5-6 cụm mỗi cụm. Tuy nhiên, đề xuất của ông dựa trên dữ liệu từ một danh mục các cụm khác được biên soạn trên cơ sở nghiên cứu tương tự, được thực hiện bởi F. Zwicky và các đồng nghiệp của ông từ Đại học California. Danh mục Zwicky nói rằng các cụm không thể bao gồm các cấu trúc thứ tự cao hơn. Sự bất đồng có thể được giải quyết bằng cách xem xét rằng các cụm được Zwicky mô tả lớn hơn một chút so với đồ vật tương tự từ danh mục Abell và bao gồm một số trung tâm tập trung thiên hà. Cùng khoảng thời gian đó, nhưng dựa trên một cuộc khảo sát bầu trời khác (được bổ sung bởi Đài thiên văn Lick), J. Neumann, E. Scott và S. Shane của Đại học California tại Berkeley (báo cáo về việc phát hiện ra "những đám mây thiên hà" khổng lồ - thuật ngữ của họ đối với các siêu đám), cũng giả định bằng thực nghiệm rằng mọi thiên hà trong Vũ trụ đều thuộc về một cụm; hệ thống sao. Vào những năm 70, danh mục đầy đủ nhất do P. Peebles và các đồng nghiệp của ông từ Đại học Princeton biên soạn, cũng tính đến quang phổ của các cụm thiên hà, cho chúng ta biết rằng các cụm có xu hướng nằm gần nhau .
Khám phá vĩ đại thứ ba trong nghiên cứu hiện tượng cụm kể từ đầu những năm 50 là việc sử dụng dịch chuyển đỏ. Bước đầu tiên trong nghiên cứu thuộc loại này là đo độ dịch chuyển đỏ của tất cả các thiên hà sáng hơn một thiên hà nhất định. kích cỡ. Bằng cách áp dụng định luật Hubble cho các giá trị dịch chuyển đỏ, khoảng cách của mỗi thiên hà có thể được tính toán với độ chính xác hợp lý. Cách tiếp cận này có nhiều ưu điểm hơn so với việc phân tích dữ liệu từ các danh mục, chỉ cung cấp hai tọa độ của thiên hà trong không gian (kinh nguyệt và xích vĩ.) Theo các danh mục đó, đại lượng thứ ba, khoảng cách, chỉ có thể được xác định gần đúng. bởi độ sáng của các thiên hà. Dựa vào độ dịch chuyển đỏ, khoảng cách được xác định khá chính xác theo định luật Hubble. Nhược điểm của phương pháp này là trong khi vị trí của hàng nghìn thiên hà có thể thu được từ một bức ảnh duy nhất thì độ lệch đỏ quang phổ chỉ được xác định một lần. Nói cách khác, đo dịch chuyển đỏ là một quá trình dài hơn và tốn nhiều công sức hơn. Hai phương pháp này không tương thích. Danh mục cung cấp phân tích số lượng lớn các thiên hà trong khu vực rộng lớn của Vũ trụ; dịch chuyển đỏ cung cấp ba kích thước không gian, nhưng ở nhiều khu vực nhỏ hơn.
Phải nói rằng, nhìn chung, các nghiên cứu về dịch chuyển đỏ chỉ có thể thực hiện được nhờ tiến độ chế tạo kính thiên văn. Đặc biệt, Hubble và Humanson đã tiếp cận được những thiết bị lớn nhất trong thời đại của họ (gương phản xạ 100 foot ở Mount Wilson, và sau đó là tấm phản xạ 200 foot ở Palomar), nhưng nhũ ảnh ảnh thời đó khó có thể so sánh được với nhũ tương ngày nay. . Máy quang phổ hiện đại thường bao gồm các thiết bị điện tử khuếch đại hình ảnh ít nhất 20 lần trước khi nó xuất hiện trên máy dò. Máy thu kỹ thuật số cũng được sử dụng tích cực vì chúng có khả năng thu được cả các photon riêng lẻ. Kết quả là, các nhà thiên văn học ngày nay có thể thu thập được nhiều thông tin trong nửa giờ như Hubble và những người cùng thời với ông mất cả đêm.
Nhìn lại thời gian, nghiên cứu dịch chuyển đỏ đầu tiên được trình bày tại Hội nghị Ứng dụng năm 1960. hệ thống quang học trong thiên văn học. Làm việc với một trong những thiết bị mới này (tấm phản xạ 120 feet tại Đài thiên văn Lick), N. Mayal đã thu được quang phổ của 40 trong số 82 thiên hà sáng nhất nằm cách trung tâm cụm thiên hà Coma 4 độ. Năm 1972, R. Rud và T. Pudge từ Đại học Veslen đã bổ sung và mở rộng nghiên cứu ban đầu của N. Mile. Sự dịch chuyển đỏ gia tăng được ghi lại bởi E. Kintner thuộc cùng trường đại học đó, người sau đó đã phân tích các mẫu có sẵn với sự cộng tác của Rood, Page và I. King thuộc trường Đại học Berkeley. Kết quả của họ đại diện cho nghiên cứu chi tiết, hiện đại đầu tiên về dịch chuyển đỏ được thực hiện trên một cụm thiên hà. Họ báo cáo rằng cụm này bao gồm hầu hết các hệ thống hình elip và các thiên hà loại SO, di chuyển với tốc độ hơn 1000 km. mỗi giây và chúng có thể không ảnh hưởng đến kích thước của cụm.
Bốn năm sau, W. Tifft từ Đại học Arizona và một trong những tác giả của bài viết này (Gregory) đã bổ sung nghiên cứu về cụm Coma, mở rộng và đào sâu nó. Chúng tôi nhận thấy rằng cụm thiên hà chiếm ba độ tính từ trung tâm và số lượng thiên hà tạo thành cấu trúc giống như bàn tay, chạm tới mũi phía tây của cụm A1367 gần đó và có thể kết nối với nó. (A1367 là số 1367 trong danh mục Abell. Bản thân cụm này là Veronica-A1367.) Dữ liệu của chúng tôi cho thấy dịch chuyển đỏ không chỉ cung cấp hình ảnh chi tiết về các cụm ở xa mà còn cung cấp thông tin quan trọng về các thiên hà có thể ở “tiền cảnh”. Bởi vì các thiên hà "tiền cảnh" dường như nằm trong các "cụm" mở được gọi là nhóm (hoặc "đám mây" nếu chúng thậm chí còn hiếm hơn), dịch chuyển đỏ có thể tiết lộ các "cụm" kích cỡ khác nhau: từ khổng lồ đến nhỏ. Quả thực, những mẫu “tiền cảnh” hiếm hoi có thể cho chúng ta biết nhiều điều về cách các cụm thông thường hình thành nên những cấu trúc rất lớn và phức tạp. Nghiên cứu của chúng tôi cũng thu hút sự chú ý đến số lượng ít các thiên hà thực địa.
Tuy nhiên, trong dòng nghiên cứu nhanh chóng và sâu rộng, người ta thường có thể tìm thấy các kết quả quan sát gần như giống hệt nhau được thực hiện bởi các tác giả khác nhau. Điều tương tự cũng xảy ra với Rood và G. Cincarini thuộc Đại học Oklahoma, những người đang nghiên cứu các thiên hà ở phía tây cụm Veronica và phát hiện ra rằng phần phía tây của cụm vẫn có thể nhìn thấy được ở khoảng cách hơn 14 độ so với cụm chính. Họ cũng đề nghị rằng điều này phần phía tây có thể kết nối cụm Veronica và cụm A1367. Các tác giả của bài báo đã bổ sung dữ liệu mới cho việc quan sát cụm Veronica ở nhánh phía tây của nó và xác nhận rằng hai cụm này có thể được kết nối bằng một cây cầu thiên hà, chiếm diện tích 276 độ vuông và bao gồm 278 thiên hà. (Dữ liệu được tổng hợp từ các quan sát của Hans và Mile.)
Cụm Veronica nằm gần cực thiên hà của chúng ta, cách “tấm chăn” bụi và khí khoảng 90 độ làm hạn chế tầm nhìn của khu vực trung tâm thiên hà. Trong nghiên cứu của mình, chúng tôi quyết định chỉ lấy quang phổ của những thiên hà sáng hơn cấp 15, xa hơn hàng triệu lần so với Vega một trong những thiên hà đó. ngôi sao sáng nhất bầu trời phía bắc. Ở đây, khi các thiên hà được hiển thị theo hai chiều khi chúng nằm trên bầu trời, chúng ta có thể thấy hai nơi tập trung chính: cụm Veronica ở phía đông bắc và cụm A1367 ở hướng tây nam (Hình 1.) Theo một cách khác, chúng tạo ra ấn tượng rất mạnh mẽ rằng bản đồ được tạo thành từ nhiều thiên hà xa xôi, ít nhiều được phân bố ngẫu nhiên giữa hai trung tâm.
Kết quả dịch chuyển đỏ có thể cho thấy các thiên hà gần như giống hệt nhau được phân bố như thế nào theo chiều thứ ba, tức là khoảng cách, tiết lộ khá nhiều kết quả thú vị. Tuy nhiên, với mục đích này, chỉ cần sử dụng hai tọa độ vị trí là đủ: khoảng cách hướng tâm (xuất phát từ dịch chuyển đỏ) và khoảng cách góc hướng Tây-Đông của bầu trời (Hình 2.) Hình này cho chúng ta thấy sự phân bố không đồng đều của các thiên hà. Ngoài ra còn có một số nhóm nhỏ gần thiên hà của chúng ta trông giống như phần trên của một hình nêm. Ấn tượng nhất vẫn là khu vực “dân cư đông đúc” cách thiên hà của chúng ta 315 triệu năm ánh sáng (xem Hình 2.) Sự tập trung này được gọi là siêu đám, vì nó kết nối không chỉ hai cụm giàu có (ở Veronica và A1367), mà còn một số cụm khác. các cụm ít “dân cư” hơn, cùng nhau tạo thành một cấu trúc liên thiên hà khổng lồ kéo dài hơn 70 triệu năm ánh sáng. năm. Điều đáng ngạc nhiên là, cùng với các siêu đám, hình vẽ cho thấy rõ ràng rằng có một số “khoảng trống” - những khu vực hoàn toàn không có thiên hà. Sau khi hoàn thành nghiên cứu, chúng tôi tin chắc rằng các khoảng trống thực sự tồn tại, nhưng chúng tôi nghi ngờ về tính duy nhất của chúng. Rõ ràng là lúc đầu chúng tôi coi chúng chỉ thuộc về phần này của bầu trời.
Kể từ khi phát hiện ra siêu đám đầu tiên, có cấu trúc và thành phần khác với các thiên hà riêng lẻ, cần phải tìm ra các siêu đám khác không giống với Veronica A1367 để tìm hiểu thêm về bản chất của chúng. Năm 1982, ít nhất ba cụm thậm chí còn lớn hơn được các nhà khoa học nghiên cứu kỹ lưỡng. Và cả ba đều có những đặc điểm riêng. Vào cuối những năm 70, đầu những năm 80, vùng cụm Hercules được một trong những tác giả của bài báo này (Thompson) phối hợp với Cincarini, Rood, Tifft và M. Tarenghi khám phá bằng kính viễn vọng hai mét tại Đài quan sát Steward (Đại học Arizona). ) và Đài thiên văn quốc gia Kitt Peak. Một lần nữa, các nghiên cứu đã chỉ ra sự hiện diện của một siêu đám khá rộng, chiếm khoảng cách 400-600 triệu năm ánh sáng. năm. Không giống như Veronoiki-A1367, cụm Hercules không có một hoặc hai cụm bổ sung. Mặc dù vậy, nó tương tự như cụm Veronica ở chỗ có một khoảng trống rộng lớn ở tiền cảnh. Tuy nhiên, có lẽ nhất hiện tượng đáng kinh ngạc hệ thống trong Hercules là hầu hết các thiên hà sinh sống trong đó đều có dạng xoắn ốc. Chúng phổ biến hơn nhiều so với hình elip. Chỉ riêng đặc điểm này đã khiến cụm Hercules trở nên khá đáng chú ý.
Siêu đám được nghiên cứu nhiều thứ ba là khu vực bầu trời đầy sao với các chòm sao Perseus và Song Ngư. Có độ dài cực cao, nó trải dài hơn 40 độ, từ cụm Perseus nổi tiếng đến một nhóm nhỏ các thiên hà gần hệ thống hình elip NGC 383. Những quan sát mới của các tác giả phối hợp với Tifft cho thấy độ sâu của cụm thiên hà nhìn thấy được không còn nữa hơn chiều rộng của nó. Đặc biệt, chúng ta có thể giả định rằng không chỉ cụm thiên hà có hình dạng giống như một sợi dây, một sợi tóc mà các thiên hà thành viên riêng lẻ của cụm cũng có vận tốc khá thấp. phong trào riêng. Chúng ta cũng có một giả định rằng nhiều thiên hà trong cụm Perseus-Song Ngư có các mặt phẳng quay song song với trục cụm hoặc vuông góc với nó. Những quan sát này có thể cho chúng ta biết nhiều điều về cách các thiên hà và siêu đám hình thành. Cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ thứ ba chỉ bao gồm 2% bầu trời có thể nhìn thấy. Một số đài quan sát đang cố gắng thu thập thêm thông tin về hiện tượng siêu đám. Ví dụ, D. Einasto, M. Jovir, E. Saar và S. Tago đến từ Estonia, những người đã độc lập phát hiện ra cụm Perseus, cũng như các khoảng trống trong đó và phân tích nhiều nhất danh mục đầy đủ các cụm thiên hà màu đỏ. Tuy nhiên, danh mục này chưa đầy đủ chi tiết và cần được bổ sung thêm các kết quả nghiên cứu mới.
Tương tự, Cincarini và Rood đã phân tích sự phân bố của các thiên hà xa xôi, lần đầu tiên được thực hiện bởi S. Rubin, W. Ford và các đồng nghiệp của họ trong khoa. từ trường mặt đất Viện Carnegie ở Washington. Nghiên cứu Rubin-Ford bao trùm toàn bộ bầu trời nhưng có những chi tiết nhỏ ở từng khu vực. Ngược lại, điều này cho phép Cincarini và Rood xác nhận sự hiện diện của ba siêu đám mà chúng tôi đã mô tả ở trên và bổ sung thêm một cấu trúc khác, trước đây chưa được xác định ở bán cầu nam: cụm Hydra Centauri. Công trình của Cincarini, Rood, Einasto, Jovir, Saar và Tago gợi ý rằng các siêu đám nằm vượt xa các khu vực mà chúng tôi đã đề cập trong nghiên cứu dịch chuyển đỏ của mình. Theo tính toán của họ, các cụm trong Veronica A1367 và Perseus có thể chiếm diện tích lớn hơn 10 lần so với những gì chúng ta giả định ban đầu.
Những giả thuyết này nhận được sự hỗ trợ thêm từ nghiên cứu được thực hiện bởi R. Kirchner từ Đại học Michigan, A. Ohmler, P. Schechter từ Kitt Peak và S. Schetchman từ Đài quan sát Mount Wilson và Las Campanas. Nghiên cứu của họ bao gồm ba khu vực nhỏ của bán cầu thiên hà phía bắc. Ở mỗi khu vực như vậy, họ tìm thấy các thiên hà có dịch chuyển đỏ gần giống với các thiên hà trong cụm Veronica A1367. Họ cũng tự tin rằng họ đã tìm thấy một khoảng trống khổng lồ, có kích thước có thể lên tới 30 x 1024 mét khối. năm. Trong số một số khu vực nhỏ trên bầu trời tập trung gần cực thiên hà phía bắc, ba khu vực dường như hoàn toàn không có thiên hà ở độ dịch chuyển đỏ khoảng 12.000-18.000 km/s. Ở bốn khu vực khác, nơi họ dự kiến sẽ tìm thấy khoảng 25 thiên hà có dịch chuyển đỏ trong cùng phạm vi, trái với mong đợi, họ chỉ tìm thấy một thiên hà như vậy. Như vậy, khoảng trống tính toán trên cơ sở toàn bộ nghiên cứu nằm ở khoảng cách 570-780 triệu ánh sáng. năm.
Dựa trên của công việc này, chúng tôi đã xem xét ba siêu đám được xác định rõ ràng nhất: Veronica-A1367, cụm ở Hercules và Perseus (xem Hình 3.) Theo cách nhìn này, thiên hà của chúng ta nằm ở trung tâm. Xu hướng các thiên hà tập hợp thành cụm khá đặc biệt. Sự phân bố của các khoảng trống, điều mà ban đầu chúng tôi cho là không chắc chắn, giờ đây đã không còn nghi ngờ gì nữa. Vũ trụ có thể đã tự tổ chức để không gian giữa các cụm có thể được lấp đầy bởi các nhóm thiên hà nhỏ hơn, bên cạnh thực tế là các khoảng trống là một phần của quá trình hình thành các cụm và siêu đám.
Việc nghiên cứu các siêu đám không chỉ là vấn đề thiên văn quang học; thiên văn học vô tuyến và tia X cũng góp phần đóng góp đáng kể. Các nhà thiên văn vô tuyến có thể phát hiện sự hiện diện của khí liên thiên hà, chủ yếu là do một số nguồn vô tuyến trong các cụm và siêu đám cho thấy khả năng khí có mật độ thấp, không phải nhiệt độ cao. Nếu loại khí này lấp đầy tất cả các siêu đám theo cách giống như cách nó chỉ lấp đầy một số siêu đám, thì sự đóng góp của nó vào tổng khối lượng của các siêu đám sẽ rất lớn. Thiên văn học tia X đã phát hiện ra khí nóng đặc biệt gần các siêu đám ở xa. Tuy nhiên, vẫn chưa rõ liệu sự phát xạ chỉ đến từ tâm của cụm sáng hay từ các vùng nằm giữa các trung tâm này. J. Burns từ Đại học New Mexico và một trong các tác giả (Gregory) đã so sánh các giá trị dịch chuyển đỏ của các cụm khác nhau mà Kitt Peak thu được, bản đồ vô tuyến của Kính viễn vọng Vô tuyến Rất Lớn ở Socorro và dữ liệu từ Đài quan sát tia X Einstein . Các nhà thiên văn học khác đã áp dụng phương pháp của họ vào nghiên cứu riêng của họ về dịch chuyển đỏ. Những điều này được xác định dựa trên những quan sát về độ dịch chuyển 21 cm. Đường phát xạ vô tuyến của hydro không bị ion hóa trong không gian giữa các vì sao. Một nghiên cứu như vậy được thực hiện bởi R. Fisher và R. Tully thuộc Đại học Hawaii ở Manoa, họ đã lập bản đồ các thiên hà của siêu đám địa phương. Kính viễn vọng vô tuyến nhạy nhất cho loại quan sát này là ăng-ten 303 mét ở Arecibo (Puerto Rico); trên thực tế, việc quan sát cả ba cụm đã đề cập trước đó đã được thực hiện. Các nhà khoa học làm việc trong dự án này bao gồm S. Cincarini, T. Bania, R. Giovanelli, M. Haynes và một trong những tác giả (Thompson.). Những quan sát này khá mơ hồ, vì chúng được thực hiện không chỉ cho một thiên hà mà còn cho cả vì thực thể khác nhau trong một số siêu đám. Ngoài ra, những nghiên cứu này chưa đủ tiến bộ để đưa ra kết luận mới về tổ chức nội bộ các cụm và yêu cầu quan sát trong tương lai.
Từ các nghiên cứu về dịch chuyển đỏ, người ta thấy rõ rằng sự phân bố thực tế của các thiên hà khá không đồng nhất trong khoảng cách hàng trăm triệu năm ánh sáng. Có vẻ như rất có thể sự không đồng nhất này “kéo dài” hàng tỷ năm ánh sáng và là đặc điểm của toàn bộ Vũ trụ. Tuy nhiên, cần nói thêm rằng Vũ trụ có thể chứa nhiều vật chất hơn ta tưởng. Sự tồn tại có thể có của vật chất như vậy (được gọi là khối lượng tiềm ẩn) hiện là chủ đề tranh luận rộng rãi.
Nếu ngày nay Vũ trụ không đồng nhất thì hiển nhiên là giai đoạn đầu Trong quá trình phát triển, nó vẫn đồng nhất. Sự hiển nhiên này xuất phát từ thực tế là bức xạ nền mềm của Trái đất, thứ “làm vướng” hành tinh của chúng ta trong phạm vi vô tuyến vi sóng, lại ổn định một cách đáng ngạc nhiên. Quan điểm phổ biến là bức xạ nền đại diện cho tàn dư giãn nở và nguội đi của Vũ trụ nóng và sơ khai. Tuy nhiên, vào những năm 80. một số điểm không đồng nhất đã được tìm thấy kích thước nhỏ, nhưng trải dài trên những khoảng cách rộng lớn trong không gian. Có thể tưởng tượng được sự không đồng nhất như vậy không? Chúng tôi hy vọng rằng các thiên hà riêng lẻ và sự hiện diện của các khoảng trống khổng lồ sẽ mang lại sự rõ ràng nào đó cho câu hỏi về sự hình thành của các thiên hà, cụm thiên hà và siêu đám. Có hai giả thuyết hàng đầu về vấn đề này. Một mô hình thông thường hơn cho thấy rằng các thiên hà riêng lẻ xuất hiện bên ngoài vật chất đồng nhất, gần đó. Khó khăn chính Giả thuyết này nhằm giải thích cách Vũ trụ phát triển từ trạng thái ngẫu nhiên sang trạng thái mà các thiên hà đã bắt đầu hình thành. Theo giả thuyết này, kể từ khi các thiên hà hình thành, những bất thường nhỏ trong sự phân bố của chúng đã dần dần mở rộng dưới ảnh hưởng lâu dài. lực hấp dẫn. Kết quả cuối cùng Sự mở rộng như vậy đã tạo ra các siêu đám mà chúng ta có thể quan sát được ngày nay.
Những giải thích lý thuyết sau đây về vấn đề hình thành thiên hà đã được hai nhà khoa học Nga đề xuất vào năm 1972: Ykov Zeldovich và Rashid Sunyaev. Theo mô hình mà họ đề xuất, khí của Vũ trụ trẻ không nén lại ngay lập tức thành các ngôi sao và thiên hà. Thay vào đó, sự không đồng nhất trên quy mô lớn trong việc phân phối khí tổng thể lại tăng lên để đáp ứng với lực hấp dẫn và thép hầu hết sai. Cuối cùng, khí trở nên đủ đậm đặc để ngưng tụ thành những vùng vật chất rộng lớn (được gọi là "bánh kếp"), sau đó hình thành các thiên hà. Do đó, theo những giả định này, các cụm và siêu đám ban đầu chỉ là những khối khí và chỉ sau đó các thiên hà mới xuất hiện trong chúng.
Nhưng có mô hình nào trong số này được hỗ trợ bởi những quan sát mà chúng ta đã thực hiện về các siêu đám không? Ví dụ, mô hình Zeldovich-Sunyaev yêu cầu tất cả các thiên hà phải được đưa vào các cụm hoặc siêu đám, các thiên hà “trường” hoặc đơn giản là các đảo sao riêng lẻ phải là các hệ thống độc lập, biệt lập. Nếu mô hình này đúng và các thiên hà có thể hình thành ở bất cứ đâu, chỉ sau này mới hình thành thành các nhóm hoặc cụm, thì các thiên hà riêng lẻ sẽ khá phổ biến. Nói chung, các nhóm thiên hà biệt lập duy nhất mà chúng tôi phát hiện được từ dịch chuyển đỏ là các nhóm nằm rải rác dọc theo ranh giới của các siêu đám. Các khoảng trống hóa ra thực sự không có các thiên hà. Chúng tôi tin rằng các thiên hà riêng lẻ nằm rải rác trong các siêu đám đã từng là thành viên của các nhóm nhỏ, sau đó bị phá hủy do va chạm trong các siêu đám dày đặc. Có vẻ hợp lý khi cho rằng tại một thời điểm tất cả các thiên hà đều là thành viên của các nhóm hoặc cụm. Nhìn chung, sự phân bố được nghiên cứu của các thiên hà bên trong các siêu đám và sự hiện diện của những khoảng trống khổng lồ giữa chúng hoàn toàn phù hợp với mô hình Zeldovich–Sunyaev. Những người ủng hộ giả thuyết thay thế hy vọng tìm được sự hỗ trợ trong việc giải thích tại sao những sự không đồng nhất nhỏ có thể biến thành những sự không đồng nhất lớn thông qua các quá trình ngẫu nhiên.
Trong mô tả của chúng tôi về cụm sợi Perseus-Song Ngư, chúng tôi đã đề xuất khả năng trục quay của một số thiên hà không chỉ phù hợp với trục quay của các thiên hà khác mà còn có lẽ phù hợp với cấu trúc đồ sộ của chính cụm đó. Ý tưởng này nhận được sự ủng hộ từ nghiên cứu được tiến hành bởi Mark Adams, Stefan Strom và Karen Strom ở Kitt Peak, những người đã tìm thấy sự tương ứng xoay tương tự ở một số cụm. Nếu sự tương ứng như vậy được xác nhận, những người ủng hộ mô hình hình thành thiên hà thông thường sẽ gặp phải những trở ngại không thể vượt qua trong việc giải thích các giả thuyết của riêng họ. Các quá trình tĩnh ngẫu nhiên trong mô hình có điều kiện không dẫn đến sự hiểu biết chuyển động quay trong phạm vi lớn. Mô hình Zeldovich-Sunyaev sẵn sàng giải thích những sự tương ứng như vậy.
Triển vọng cho những nghiên cứu như vậy trong tương lai gần là gì? Một trong những lĩnh vực hứa hẹn nhất của nghiên cứu này là việc tiếp tục đo vi sóng, bức xạ nền. Ngay cả những sự không đồng nhất nhỏ được ghi nhận trong bức xạ này cũng cho thấy sự hiện diện của vật chất trong Vũ trụ trẻ. Các thông số của chúng gần với những thông số cần thiết để kiểm tra hai mô hình hình thành thiên hà.
Của chúng tôi bình luận mới nhất liên quan đến việc tổng hợp tất cả những điều trên. Thứ nhất: Các siêu đám có phải là cấu trúc có tổ chức cao nhất trong Vũ trụ của chúng ta không? Ngoài chúng ra còn có thứ gì khác không? Đối với nhiều đồng nghiệp của chúng tôi, các siêu đám là những cấu trúc được tạo ra bởi trọng lực và không có sự hình thành lớn nào bên cạnh chúng. Theo quan điểm của chúng tôi, các siêu đám đại diện cho trạng thái hiện tại có thể có của các thiên hà bị cô lập với các hệ sao khác trong chính các cụm.
Thứ hai, tính phổ quát của các cụm. Chúng tôi tin rằng mọi cụm dân cư đông đúc trong danh mục Abell đều là một phần của siêu đám. Tuy nhiên chúng tôi nghĩ rằng điều kiện cần thiếtđể hình thành một cụm lớn một cách chính xác với sự có mặt của các cụm đồng hành. Cuối cùng, chúng tôi muốn để lại cho người đọc cảm giác ngưỡng mộ trước sự hùng vĩ của các siêu đám. Ví dụ, cụm Veronica - A1367, nằm cách chúng ta hơn 300 triệu năm ánh sáng. nhiều năm từ thiên hà của chúng ta. Hơn nữa, ở một khoảng cách rất lớn như vậy, nó chiếm ít nhất 20 độ trên bầu trời của chúng ta, trải dài qua các chòm sao Coma Berenices và Leo. Cincarini và Rood cho biết nó có thể lớn hơn gấp 10 lần. Đối với các nhà thiên văn học và vũ trụ học, các cấu trúc của Vũ trụ có kích thước này của chúng ta để lại một số lượng lớn câu hỏi và bí ẩn cho các quan sát và nghiên cứu trong tương lai.
Bài viết này được xuất bản lần đầu tiên trên tạp chí Scientific American bởi Stefan A. Gregory và Layard A. Thompson và cung cấp niên đại chi tiết về nghiên cứu các siêu đám thiên hà - sự hình thành tráng lệ nhất trong Vũ trụ của chúng ta. Tác giả của công trình này là những nhà khoa học trực tiếp tham gia vào vấn đề siêu đám thiên hà, cũng như khám phá các vật thể sâu khác trên bầu trời, những vật thể mới và mới. siêu tân tinh. Gregory là giáo sư thiên văn học, làm việc tại Đại học bang New York. Đại học và Thompson, Tiến sĩ, làm việc tại Đại học Hawaii ở Manoa với tư cách là thành viên của khoa thiên văn học
Các cụm và siêu đám thiên hà. Nhóm địa phương. dải ngân hà
Thiên hà Milky Way là một phần của gia đình các thiên hà lân cận được gọi là Nhóm địa phương và hình thành với chúng cụm thiên hà. Thiên hà của chúng tôi là một trong những thiên hà lớn nhất trong Nhóm Địa phương. Thiên hà Andromeda, một phần của Nhóm Địa phương, là vật thể ở xa nhất có thể nhìn thấy bằng mắt thường. 25 thiên hà của Nhóm Địa Phương nằm rải rác trong khoảng cách 3 triệu năm ánh sáng. Một cụm thiên hà được giữ lại với nhau bởi lực hấp dẫn. Các cụm thiên hà lớn hơn là Cụm Xử Nữ (vài nghìn vật thể) và Cụm Coma (khoảng 1000 thiên hà hình elip sáng và vài nghìn vật thể nhỏ hơn). Thiên hà của chúng ta và các nước láng giềng trong Nhóm Địa phương đang dần di chuyển về phía Cụm Xử Nữ.
Các cụm thiên hà, lần lượt được nhóm lại thành các gia đình. Nhóm Cụm Địa phương, được gọi là Siêu đám Địa phương, là một hệ thống bao gồm cả Nhóm Địa phương và Cụm Xử Nữ. Khối tâm nằm trong Cụm Xử Nữ. Một siêu đám khác nằm trong chòm sao Hercules. Nó cách chúng ta 700 triệu năm ánh sáng. Các siêu đám được ngăn cách với nhau bởi những khoảng trống khổng lồ và tạo thành cấu trúc xốp trong Vũ trụ.
Đặc điểm của các thiên hà có trong Nhóm Địa phương
Dải Ngân Hà
dải ngân hà- đây là Thiên hà của chúng ta, bao gồm 100 tỷ ngôi sao. Thiên hà của chúng ta có 4 cánh tay xoắn ốc, các ngôi sao, khí và bụi. Trong phạm vi 1000 năm ánh sáng tính từ trung tâm thiên hà, các ngôi sao có mật độ rất dày đặc. Ở chính giữa thiên hà là nguồn bí ẩn năng lượng khổng lồ. Có thể có một lỗ đen ở trung tâm Thiên hà Thiên hà đang quay. Các bộ phận bên trong của nó quay nhanh hơn các bộ phận bên ngoài. Đĩa của Thiên hà được bao quanh bởi một đám mây vật chất vô hình.
10/9 Các thiên hà trong Dải Ngân hà đều vô hình. Hai thiên hà lân cận của chúng ta - Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ - bị thu hút bởi một quầng sáng vô hình và bị Thiên hà Ngân Hà hấp thụ.
Đặc điểm của thiên hà Milky Way
* Các sao thành phần phẳng ở xa hơn có nhiều hơn thời gian dài kháng cáo; những vật ở gần tâm ngôi sao hơn có chu kỳ ngắn hơn. Phần trung tâm Thiên hà quay như một vật thể rắn.
Các hệ thống con của thiên hà
Khoảng cách trung bình của các đối tượng trong hệ thống con tới mặt phẳng thiên hà, kps; T là tuổi của các ngôi sao trong hệ thống con, năm; M là khối lượng của hệ thống con (tính bằng % của tổng khối lượng Thiên hà); N là tổng số đối tượng ước tính.
Lõi thiên hà có hình elip, kích thước 4,8? 3,1 km/giây; số sao?3·E10 7 .
Lõi trung tâm của Thiên hà có hình elip, kích thước ~ 15? 30 giây; số lượng sao ~ 3·E10 6.
Hạt nhân của Thiên hà - đường kính ~ 1 ps; ở trung tâm của nó có một vật thể nhỏ gọn (một lỗ đen có khối lượng bằng 108-09 khối lượng mặt trời).
Cụm sao (nhóm sao tương đối gần):
rải rác - đường kính từ 1,5 đến 15 ps; tuổi từ vài triệu đến vài tỷ năm; số lượng sao từ vài chục đến vài nghìn; thuộc hệ thống con của mặt phẳng thiên hà;
bóng - đường kính từ 15 đến 200 ps; tuổi 8-10 tỷ năm; số lượng sao 10 5 -10 7 ; thuộc về các hệ thống con hình cầu trung gian và cực trị.
Tổng số ngôi sao trong Thiên hà là 1,2-10 11.
Từ cuốn sách Mọi thứ về mọi thứ. Tập 1 tác giả Likum ArkadyDải Ngân Hà là gì? Điều bí ẩn và đẹp đẽ nhất trên bầu trời dường như chính là Dải Ngân hà, trải dài như một chuỗi đá quý từ đầu này đến đầu kia của bầu trời. Ngày xưa, người ta nhìn vào bức tranh này cũng như chúng ta đều ngạc nhiên và thích thú trước vẻ đẹp này.
Từ cuốn sách Lớn Bách khoa toàn thư Liên Xô(GA) của tác giả TSB Từ cuốn sách Bách khoa toàn thư Liên Xô vĩ đại (ML) của tác giả TSB Từ cuốn sách Bách khoa toàn thư Liên Xô vĩ đại (ME) của tác giả TSB Từ cuốn sách Đá Nga. Bách khoa toàn thư nhỏ tác giả Bushueva Svetlana Từ cuốn sách Sách mới nhất sự thật. Tập 1 [Thiên văn học và vật lý thiên văn. Địa lý và khoa học trái đất khác. Sinh học và Y học] tác giảNhóm thiên hà địa phương là gì? Thiên hà của chúng ta (Dải Ngân hà), cùng với thiên hà Andromeda, là một phần của một nhóm nhỏ gồm 30–40 thiên hà mà các nhà thiên văn học gọi là Nhóm thiên hà Địa phương. Thiên hà xa nhất trong nhóm Địa phương là xa Mặt trời nhất
Từ cuốn sách Cuốn sách sự kiện mới nhất. Tập 2 [Thần thoại. Tôn giáo] tác giả Kondrashov Anatoly Pavlovich Từ cuốn sách 3333 câu hỏi và câu trả lời khó tác giả Kondrashov Anatoly PavlovichDải Ngân hà có nguồn gốc như thế nào? Lo sợ sự ghen tị của Hera, Alcmene đã bế Hercules mới sinh đến một cánh đồng dưới bức tường thành Thebes. Lúc này, Athena trước sự xúi giục của Zeus, như tình cờ, đã mời Hera đi dạo dọc cánh đồng này. “Nhìn này, em yêu! Thật là một đứa trẻ xinh đẹp và mạnh mẽ! – kêu lên
Từ cuốn sách Thiên văn học của Breithot JimThiên hà 2: NHÓM ĐỊA PHƯƠNG Các thiên hà có kích thước từ sao lùn, nhỏ hơn nhiều so với Dải Ngân hà, đến khổng lồ, lớn hơn nhiều so với Dải Ngân hà. Mặt trời là một trong hàng triệu ngôi sao trong Dải Ngân hà, với đường kính vượt quá 100.000.
Từ cuốn sách Cuốn sách sự kiện mới nhất. Tập 1. Thiên văn học và vật lý thiên văn. Địa lý và khoa học trái đất khác. Sinh học và y học tác giả Kondrashov Anatoly PavlovichThiên hà 3: CỤM VÀ SIÊU CỤM Hầu hết các thiên hà đều thuộc về một loại cụm nào đó. Cụm thiên hà gần nhất với Nhóm Địa phương của chúng tôi nằm trong chòm sao Xử Nữ và chứa hơn 3.000 thiên hà. Nó có thể được xem như một sự mờ nhạt hình dạng bất thường
Từ cuốn sách Bách khoa toàn thư về văn hóa, chữ viết và thần thoại Slav tác giả Kononenko Alexey AnatolievichCÁCH SĂNG Mặt trời là một trong hàng tỷ ngôi sao trong Dải Ngân hà, một thiên hà xoắn ốc có đường kính khoảng 100.000 năm ánh sáng. Mặt Trời nằm ở một trong những nhánh của Thiên hà Xoắn ốc. Bản thân Thiên hà tự quay, tạo thành một lượt đầy đủ trong khoảng 240 triệu năm.
Từ cuốn sách Bách khoa toàn thư về phim của tác giả. Tập II bởi Loucelle Jacques Từ cuốn sách Bách khoa toàn thư về đá. Âm nhạc đại chúng ở Leningrad-Petersburg, 1965–2005. Tập 1 tác giả Burlaka Andrey Petrovich Từ cuốn sách Hướng dẫn đầy đủ về phương pháp, nguyên tắc và kỹ năng huấn luyện cá nhân bởi Julie Starr Từ cuốn sách của tác giảGALAXY Ngay cả trong số các nhóm cơ khí quân sự khác, trong nửa sau của thập niên 60 chắc chắn đã dẫn đầu ở St. Petersburg về mặt năng lực của họ. trình độ chuyên môn, thiết bị kỹ thuật và mức độ gần giống giữa các bản cover của các bản hit phương Tây với bản gốc của chúng, nhóm GALAXY
Từ cuốn sách của tác giảCon đường của huấn luyện viên: Hãy để nó là con đường của bạn Theo thời gian, bạn sẽ phát triển cách riêng, những thói quen và quy trình phù hợp với phong cách huấn luyện của bạn. Ví dụ: bạn luôn có thể bắt đầu bằng cách xem lại các mục tiêu của tất cả các hoạt động huấn luyện đã được thảo luận ở phần trước.
Cụm thiên hà
70 triệu năm ánh sáng:
Chạy qua trung tâm cụm thiên hà Xử Nữ là một chuỗi thiên hà đáng chú ý được gọi là chuỗi Markarian. Chuỗi được hiển thị ở đây bắt đầu ở phía trên bên phải với hai thiên hà dạng thấu kính lớn nhưng không có gì đặc biệt, M84 và M86. Bên dưới và bên trái là một cặp thiên hà tương tác được gọi là "Đôi mắt". Cụm Thiên hà Xử Nữ, trong đó tất cả các thiên hà này đều là thành viên, là cụm thiên hà gần chúng ta nhất. Nó chứa hơn 2.000 thiên hà và lực hấp dẫn của nó có tác động rõ rệt đến Nhóm thiên hà địa phương xung quanh Dải Ngân hà của chúng ta. Trung tâm của cụm Xử Nữ nằm cách chòm sao Xử Nữ khoảng 70 triệu năm ánh sáng. Ít nhất bảy thiên hà trong chuỗi đang di chuyển theo cùng một hướng, trong khi phần còn lại dường như đã tình cờ đến vị trí này.
100 triệu năm ánh sáng:
Bộ ba thiên hà này đôi khi được gọi là nhóm NGC 5985/Draco và nằm ở phía bắc chòm sao Draco. Từ trái sang phải trong ảnh là thiên hà xoắn ốc phẳng quay NGC 5985, thiên hà hình elip NGC 5982 và cuối cùng là thiên hà xoắn ốc NGC 5981 - tất cả chúng đều rơi vào cùng một trường nhìn, vì khoảng cách giữa chúng là hơn một nửa đường kính một chút trăng tròn. Nhóm này quá nhỏ để có thể là một cụm thiên hà và chưa được phân loại là nhóm nhỏ gọn. Những thiên hà này cách Trái đất khoảng 100 triệu năm ánh sáng. Một nghiên cứu quang phổ chi tiết về lõi sáng của thiên hà xoắn ốc phẳng đáng chú ý NGC 5985 đã tiết lộ sự phát xạ đáng chú ý ở một số khu vực nhất định. vạch quang phổ, cho phép các nhà thiên văn học phân loại thiên hà này là thiên hà Seyfert, nghĩa là phân loại nó vào một trong những loại thiên hà hoạt động. Hình ảnh sâu này cũng cho thấy các thiên hà nền mờ và thậm chí còn xa hơn.
250 triệu năm ánh sáng:
Đây là một trong những vật thể lớn nhất trên bầu trời của chúng ta. Mỗi đốm mờ này là một thiên hà. Chúng cùng nhau tạo thành cụm thiên hà Perseus, một trong những cụm thiên hà gần chúng ta nhất. Chúng ta nhìn thấy nó qua những ngôi sao mờ nhạt của Dải Ngân hà ở phía trước. Gần như ở trung tâm của cụm, cách khoảng 250 triệu năm ánh sáng, là thiên hà chính của cụm, NGC 1275. Trong ảnh, có thể nhìn thấy thiên hà lớn này ở bên trái. NGC 1275 là nguồn phát tia X và sóng vô tuyến nổi bật. Nó tích tụ vật chất khi khí xung quanh và các thiên hà khác rơi ra khỏi nó. Cụm thiên hà Perseus được phân loại là Abel 426. Nó là một phần của siêu đám Song Ngư-Perseus, chiếm khoảng 15 độ trên bầu trời và chứa hơn 1000 thiên hà. Ở khoảng cách của thiên hà NGC 1275, bức ảnh này bao phủ ~ 15 triệu năm ánh sáng.
300 triệu năm ánh sáng:
Galaxy NGC 1132 trông giống nhau - nhưng nó hình thành như thế nào? NGC 1132 là một thiên hà hình elip có ít bụi và khí và hiện có rất ít sự hình thành sao. Mặc dù nhiều thiên hà hình elip được tìm thấy trong các cụm thiên hà, NGC 1132 là một thiên hà lớn, biệt lập trong chòm sao Eridanus. Để khám phá lịch sử của quả cầu hàng tỷ ngôi sao bắt mắt này, NGC 1132 đã được chụp ảnh trong ánh sáng nhìn thấy được sử dụng Kính viễn vọng Không gian Hubble và tia X tại Đài quan sát tia X Chandra. Trong bức ảnh tổng hợp này, ánh sáng nhìn thấy được hiển thị màu trắng và phát xạ tia X được hiển thị màu trắng. màu xanh da trời. bức xạ tia X cho thấy sự hiện diện bất ngờ của khí rất nóng, có lẽ nó cũng theo dõi sự phân bố vật chất tối. Theo một giả thuyết, NGC 1132 được hình thành do sự hợp nhất liên tiếp của các thiên hà ban đầu là một phần của một nhóm nhỏ các thiên hà. Khoảng cách tới NGC 1132 là hơn 300 triệu năm ánh sáng. Bạn cũng có thể thấy nhiều thiên hà xa xôi tuyệt vời trong bức ảnh.
450 triệu năm ánh sáng:
Nhóm thiên hà này ở rất xa. Nó cách chúng ta ~450 triệu năm ánh sáng (cụm thiên hà Abell S0740). Nó bị chi phối bởi thiên hà hình elip trung tâm khổng lồ ESO 325-G004. Hình ảnh rõ ràng này từ Kính viễn vọng Không gian Hubble cho thấy nhiều thiên hà có hình dạng và kích thước đa dạng đáng kinh ngạc, chỉ có một số ngôi sao ở gần có thể dễ dàng xác định được bằng tia nhiễu xạ. Thiên hà hình elip khổng lồ có đường kính hơn 100.000 năm ánh sáng, chứa gần 100 tỷ ngôi sao và có kích thước tương đương với thiên hà xoắn ốc của chúng ta. Kính thiên văn Hubble cho phép chúng ta nhìn thấy nhiều chi tiết cấu trúc ngay cả ở những thiên hà xa xôi như vậy, bao gồm các cánh tay xoắn ốc tráng lệ và các làn bụi, cụm sao, cấu trúc vòng và cung do thấu kính hấp dẫn.
650 triệu năm ánh sáng:
Bức ảnh cho thấy các thiên hà của cụm Hercules - một quần đảo gồm "các hòn đảo của Vũ trụ", nằm cách chúng ta 650 triệu năm ánh sáng. Cụm thiên hà này chứa các thiên hà xoắn ốc chứa đầy khí, bụi và các vùng hình thành sao và một số lượng tương đối nhỏ các thiên hà hình elip, hầu như không có khí, bụi và các ngôi sao mới sinh liên quan của chúng. Trong hình ảnh tổng hợp này, các thiên hà hình thành sao có màu xanh lam, trong khi các thiên hà hình elip có màu hơi vàng. Cảnh quan vũ trụ này cho thấy nhiều thiên hà va chạm hoặc hợp nhất, trong khi các thiên hà khác có vẻ bị biến dạng. Điều này chỉ ra rằng các thiên hà trong cụm tương tác với nhau. Theo thời gian, các tương tác của thiên hà sẽ ảnh hưởng đến thành phần của cụm. Các nhà thiên văn học tin rằng cụm thiên hà Hercules rất giống với các cụm thiên hà trẻ ở rất xa và đã tồn tại trong Vũ trụ sơ khai. Bằng cách nghiên cứu các loại thiên hà và sự tương tác của chúng trong cụm Hercules gần hơn, các nhà khoa học hy vọng sẽ làm sáng tỏ sự tiến hóa của các thiên hà và cụm thiên hà.
8000 triệu năm ánh sáng:
Đây là hình ảnh của một nhóm thiên hà mờ nhạt ở rất xa được chụp bởi kính viễn vọng không gian họ. Hubble, là một bức ảnh chụp nhanh của Vũ trụ trẻ. Các thiên hà không đều màu xanh lam trong ảnh cách chúng ta 8 tỷ năm và đang trải qua các vụ va chạm thiên hà và bùng nổ hình thành sao. Nghiên cứu các đối tượng này - nhiệm vụ khó khăn 
vì họ rất yếu.
Nghiên cứu những thiên hà này sẽ giúp chúng ta hiểu Dải Ngân hà của chúng ta được hình thành như thế nào. 10.000 triệu năm ánh sáng: Chúng ta có thể nhìn lại sự khởi đầu của sự sống trong Vũ trụ của chúng ta không? Chúng ta có thể, bởi vì ánh sáng đến với chúng ta ngay từ đầu đã bay qua toàn bộ Vũ trụ và thời gian để ánh sáng đến với chúng ta bằng tuổi của Vũ trụ. Do đó, bằng cách quan sát các vật thể ở xa, chúng ta có thể biết được Vũ trụ trông như thế nào khi bắt đầu cuộc đời. Theo một nghĩa nào đó, kính thiên văn là "cổng thời gian". Bằng cách quan sát các cụm thiên hà ở xa (bên trong hình nón ánh sáng), chúng ta có thể biết được thời điểm và cách thức các tập đoàn thiên hà khổng lồ này hình thành. Trước đây, cụm thiên hà xa nhất được ghi nhận là cụm thiên hà có độ lệch đỏ 1,5, nghĩa là nó cách chúng ta 9 tỷ năm ánh sáng. Gần đây, bằng cách sử dụng hình ảnh tia X từ Đài thiên văn tia X Chandra và các dữ liệu khác, các nhà khoa học đã phát hiện ra cụm sao mới ở xa nhất. Đối tượng được chỉ định là JKCS041 được hiển thị trong ảnh. Độ dịch chuyển đỏ của cụm là 1,9, có nghĩa là cụm này xa hơn một tỷ năm ánh sáng so với người giữ kỷ lục trước đó.
Khí nóng phát sáng trong tia X gợi ý rằng chúng ta đang nhìn vào không phải một nhóm thiên hà ngẫu nhiên mà là một cụm thiên hà thực sự. Trong hình, khí có màu xanh lam. Hình ảnh tia X của chất khí được đặt chồng lên
hình ảnh quang học , hiển thị các ngôi sao nằm ở phía trước. Bây giờ chúng ta coi JKCS041 là cụm sao khi Vũ trụ chỉ mới bằng 1/4 tuổi hiện tại của nó.- chỉ có khoảng bốn mươi thiên hà được kết nối bởi lực hấp dẫn lẫn nhau. Theo nghiên cứu mới nhất Nhóm địa phương di chuyển với tốc độ 635 km/s so với các cụm lân cận.
Các cụm có dạng hình cầu, bao gồm hàng nghìn thiên hà, được gọi là đều đặn. Các thiên hà hình elip thường được tìm thấy nhiều nhất trong chúng. Về nguyên tắc, chúng là những nguồn vô tuyến mạnh. Một trong những cụm lớn nhất, chứa 40.000 thiên hà, là cụm trong chòm sao Coma Berenices. Nó nằm cách chúng tôi 100 Mpc. Quần tinh này chiếm một diện tích trên bầu trời với đường kính khoảng 10° và kích thước của nó lên tới mười triệu năm ánh sáng.
Các cụm không đều chứa nhiều thiên hà xoắn ốc, nhưng tổng số thiên hà nhỏ hơn đáng kể so với các cụm thông thường.
Một trong số đó là một cụm trong chòm sao Xử Nữ, nằm cách Nhóm Địa phương 15 Mpc. Cụm Xử Nữ rất lớn: nó bao phủ một diện tích bầu trời lớn hơn 200 lần so với diện tích mà Mặt trăng chiếm giữ. Chỉ riêng thiên hà hình elip M87 từ cụm này cũng có kích thước tương đương với Nhóm Địa phương của chúng ta.
Mật độ thiên hà cao nhất được quan sát thấy ở khu vực trung tâm của các cụm lớn. Các thiên hà thường va chạm ở đây. Tất nhiên, khoảng cách giữa các ngôi sao là rất lớn và khi hai thiên hà va chạm nhau, các ngôi sao của một trong số chúng sẽ di chuyển tự do giữa các ngôi sao của thiên hà kia. Tuy nhiên, các thiên hà hút nhau, các ngôi sao rơi khỏi quỹ đạo; trong một số trường hợp, các thiên hà hợp nhất.
Không gian giữa các thiên hà chứa đầy khí có nhiệt độ hơn mười triệu kelvin. Trung bình, chỉ có một nguyên tử cho mỗi decimet khối không gian, nhưng do thể tích khổng lồ của cụm, tổng khối lượng của khí tương đương với khối lượng của tất cả các thiên hà trong cụm.
Để khí nóng như vậy không rời khỏi cụm, nó phải được giữ bởi một lực hấp dẫn mạnh. Theo ước tính của các nhà khoa học, tổng trường hấp dẫn Tất cả các thiên hà là không đủ cho việc này. Phải giả định rằng có cái gọi là khối lượng ẩn giấu. Có thể đi đến kết luận tương tự bằng cách xem xét tính ổn định của chính các cụm: tốc độ của từng thiên hà cao đến mức nếu không có khối lượng ẩn giấu thì chúng sẽ bay xa nhau theo các hướng khác nhau.
Các cụm thiên hà dường như là hệ thống ổn định lớn nhất trong Vũ trụ. Các khu vực tập trung nhiều cụm thiên hà xen kẽ với các khoảng trống cách xa hàng trăm triệu năm ánh sáng. Nhóm Địa phương (cùng với hàng trăm cụm khác) cũng nằm trong một siêu đám có khối tâm nằm trong chòm sao Xử Nữ. Một siêu đám khác nằm trong chòm sao Hercules ở khoảng cách khoảng 700 triệu năm ánh sáng.