Fordeling av galakser i verdensrommet. Romlig fordeling av galakser Hvordan er klynger fordelt i en galakse
Hvor H¾ Hubble konstant. I forhold (6.12) V uttrykt i km/s, A r¾ V Mps.
Denne loven ble kalt Hubbles lov . Hubble konstant er for tiden akseptert som likeverdig H = 72 km/(s∙Mpc).
Hubbles lov tillater oss å si det Universet utvider seg. Dette betyr imidlertid ikke i det hele tatt at vår Galaxy er senteret som utvidelsen skjer fra. En observatør hvor som helst i universet vil se det samme bildet: alle galakser har en rødforskyvning proporsjonal med deres avstand. Det er derfor de noen ganger sier at selve rommet utvider seg. Dette bør selvfølgelig forstås betinget: galakser, stjerner, planeter og du og jeg ekspanderer ikke.
Når vi kjenner rødforskyvningsverdien, for eksempel for en galakse, kan vi bestemme avstanden til den med stor nøyaktighet ved å bruke forholdet for Dopplereffekten (6.3) og Hubbles lov. Men for z ³ 0.1 er den vanlige Doppler-formelen ikke lenger aktuelt. Bruk i slike tilfeller formelen fra spesiell teori relativt:
| . | (6.13) |
Galakser er svært sjelden single. Vanligvis forekommer galakser i små grupper som inneholder et dusin medlemmer, ofte sammen til enorme klynger av hundrevis og tusenvis av galakser. Vår Galaxy er en del av den såkalte Lokal gruppe, som inkluderer tre gigantiske spiralgalakser (vår galakse, Andromedatåken og galaksen i stjernebildet Triangulum), samt flere dusin elliptiske og uregelmessige dverggalakser, hvorav den største er flere megaparsek. . De er delt inn i uregelmessig Og regelmessig klynger. Uregelmessige klynger har ikke korrekt form og har uklare konturer. Galakser er magellanske skyer.
I gjennomsnitt er størrelsene på gallaklyngene i dem svært svakt konsentrert mot midten. Et eksempel på en gigantisk åpen klynge er den galaksehopen som er nærmest oss i stjernebildet Jomfruen. På himmelen opptar den omtrent 120 kvadratmeter. grader og inneholder flere tusen for det meste spiralgalakser. Avstanden til midten av denne klyngen er omtrent 15 Mps.
Vanlige galaksehoper er mer kompakte og symmetriske. Medlemmene deres er merkbart konsentrert mot sentrum. Et eksempel på en kulehop er galaksehopen i stjernebildet Coma Berenices, som inneholder mange elliptiske og linseformede galakser. Den inneholder omtrent 30 000 galakser lysere enn fotografisk styrke 19. Avstanden til midten av klyngen er omtrent 100 Mps.
Kraftige utvidede kilder er assosiert med mange klynger som inneholder et stort antall galakser røntgenstråling.
Det er grunn til å tro at galaksehoper på sin side også er ujevnt fordelt. Ifølge noen studier danner klyngene og gruppene av galakser som omgir oss et grandiose system - Supergalaksen eller Lokal superklynge. I dette tilfellet konsentrerer individuelle galakser seg tilsynelatende mot et bestemt plan, som kan kalles Supergalaksens ekvatorialplan. Galaksehopen som nettopp ble undersøkt i stjernebildet Jomfruen er i sentrum for slike gigantisk system. Coma-klyngen er sentrum av en annen, nærliggende superklynge.
Den observerbare delen av universet kalles vanligvis Metagalakse . En metagalakse består av forskjellige observerbare strukturelle elementer: galakser, stjerner, supernovaer, kvasarer, etc. Dimensjonene til Metagalaxy er begrenset av våre observasjonsevner og er for tiden akseptert som lik 10 26 m. Det er klart at konseptet om universets størrelse er veldig vilkårlig: det virkelige universet er ubegrenset og slutter ikke noe sted.
Langtidsstudier av Metagalaxy har avslørt to hovedegenskaper som utgjør grunnleggende kosmologisk postulat:
1. Metagalaksen er homogen og isotrop i store volumer.
2. Metagalaksen er ikke stasjonær.
Hvordan er galakser fordelt i verdensrommet?
Det viste seg at denne fordelingen er ekstremt ujevn. De fleste av dem er en del av klynger. Galaksehoper er like forskjellige i sine egenskaper som galaksene selv. For å bringe i det minste en viss orden i beskrivelsen deres, har astronomer kommet opp med flere klassifiseringer av dem. Som alltid i slike tilfeller kan ingen klassifisering anses som fullstendig. For våre formål er det nok å si at klynger kan deles inn i to typer - vanlige og uregelmessige.
Vanlige klynger er ofte enorme i masse. De er sfæriske i form og inneholder titusenvis av galakser. Som regel er alle disse galaksene elliptiske eller linseformede. I sentrum er en eller to gigantiske elliptiske galakser. Den nærmeste regulære klyngen til oss er i retning av stjernebildet Coma Berenices i en avstand på rundt tre hundre millioner lysår og er mer enn ti millioner lysår på tvers. Galaksene i denne klyngen beveger seg i forhold til hverandre med hastigheter på rundt tusen kilometer i sekundet.
Uregelmessige klynger er mye mer beskjedne i masse. Antallet galakser inkludert i dem er titalls ganger mindre enn i vanlige klynger, og dette er galakser av alle typer. Formen deres er uregelmessig det er separate galaksehoper i klyngen.
Uregelmessige klynger kan være svært små, opptil små grupper som består av flere galakser.
I I det siste Forskning utført av estiske astrofysikere J. Einasto, A. Saar, M. Jõevaer og andre, amerikanske spesialister P. Peebles, O. Gregory, L. Thompson viste at de største inhomogenitetene i distribusjonen av galakser er "cellulære" i naturen. Det er mange galakser og deres klynger i "celleveggene", men inne er det tomhet. Dimensjonene til cellene er omtrent 300 millioner lysår, tykkelsen på veggene er 10 millioner lysår. Store klynger av galakser er lokalisert ved nodene til denne cellestrukturen. Individuelle fragmenter av cellulære
strukturer jeg kaller superclusters. Superklynger har ofte en svært langstrakt form, som tråder eller nudler. Og enda lenger?
Her står vi overfor en ny omstendighet. Så langt har vi møtt flere og flere komplekse systemer: små systemer dannet et stort system, disse store systemene ble på sin side forent til et enda større, og så videre. Det vil si at universet lignet en russisk hekkende dukke. En liten hekkende dukke er inne i en stor, som er inne i en enda større. Det viste seg at det er den største hekkende dukken i universet! Storskala struktur i form av "nudler" og "celler" er ikke lenger samlet inn i større systemer, men jevnt, i gjennomsnitt, fyller universets plass. Universet på de største skalaene (mer enn tre hundre millioner lysår) viser seg å være identiske i sine egenskaper - homogent. Dette er en veldig viktig egenskap og et av universets mysterier. Av en eller annen grunn er det i relativt liten skala enorme klumper av materie - himmellegemer, deres systemer blir mer og mer komplekse, opp til superklynger av galakser, og i svært store skalaer forsvinner strukturen. Som sand på en strand. Ser vi nært, ser vi individuelle sandkorn som ser på stor avstand og dekker et stort område med blikket vårt, vi ser en homogen masse av sand.
Hva Universet er homogent, klarte å spore ned til avstandene ti milliarder lysår!
Vi kommer tilbake til å løse gåten om homogenitet senere, men la oss foreløpig vende oss til spørsmålet som sannsynligvis dukket opp i leserens sinn. Hvordan er det mulig å måle så enorme avstander til galakser og deres systemer, og trygt snakke om massene deres og hastigheten på galaksens bevegelse?
Novikov I.D.
Det mest slående trekk ved den romlige fordelingen av kulehoper i galaksen er en sterk konsentrasjon mot sentrum. I fig. Figur 8-8 viser fordelingen av kulehoper i hele himmelsfæren, her er sentrum av galaksen i midten av figuren, nordpolen til galaksen er på toppen. Det er ingen merkbar unngåelsessone langs det galaktiske planet, så interstellar absorpsjon i disken skjuler ikke et betydelig antall klynger for oss.
I fig. Figurene 8-9 viser fordelingen av kulehoper langs avstanden fra det galaktiske sentrum. Det er en sterk konsentrasjon mot sentrum - de fleste kulehopene ligger i en kule med en radius på ≈ 10 kpc. Det er innenfor denne radiusen at nesten alle kulehoper dannet av materie befinner seg enkelt protogalctic sky og dannet undersystemer av den tykke skiven (klynger med > -1,0) og deres egen glorie (mindre metalliske klynger med ekstremt blå horisontale grener). Metallfattige klynger med horisontale grener som er unormalt røde for sin metallisitet danner et kuleformet delsystem akkret glorie radius ≈ 20 kpc. Omtrent ett og et halvt dusin fjernere klynger tilhører samme delsystem (se fig. 8-9), blant disse er det flere gjenstander med unormalt høyt metallinnhold.
Akkreerte haloklynger antas å være valgt gravitasjonsfelt Galakser nær satellittgalakser. I fig. 8-10 viser skjematisk denne strukturen ifølge Borkova og Marsakov fra Southern Federal University. Her betegner bokstaven C sentrum av galaksen, S er den omtrentlige posisjonen til solen. I dette tilfellet hører klynger med et høyt innhold av metaller til oblat-delsystemet. Vi vil dvele ved en mer detaljert begrunnelse for inndelingen av kulehoper i delsystemer i § 11.3 og § 14.3.
Kulehoper er også vanlige i andre galakser, og deres romlige fordeling i spiralgalakser ligner den i vår galakse. De magellanske skyene er merkbart forskjellige fra de galaktiske klyngene. Hovedforskjellen er at sammen med gamle objekter, på samme måte som i vår galakse, observeres også unge klynger i de magellanske skyene - de såkalte blå kulehopene. Det er sannsynlig at i de magellanske skyene fortsetter epoken med kulehopdannelse enten eller sluttet relativt nylig. I vår galakse ser det ut til at det ikke er noen unge kulehoper som ligner på de blå klynger fra Magellanske skyer, så epoken med dannelsen av kulehoper i vår galakse tok slutt for lenge siden.
Kulehoper er objekter i utvikling som gradvis mister stjerner i prosessen. dynamisk utvikling . Dermed viste alle klynger som det var mulig å få et optisk bilde av høy kvalitet for spor av tidevannsinteraksjon med galaksen i form av omfattende deformasjoner (tidevannshaler). For tiden observeres slike tapte stjerner også i form av økninger i stjernetettheten langs de galaktiske banene til klynger. Noen klynger hvis baner passerer nær det galaktiske sentrum blir ødelagt av tidevannspåvirkningen. Samtidig utvikler galaktiske baner av klynger seg også på grunn av dynamisk friksjon.
I fig. 8-11 viser avhengighetsdiagrammet kulehopmasser
fra deres galaktosentriske posisjoner. De stiplede linjene avgrenser området med langsom utvikling av kulehoper. Den øvre linjen tilsvarer den kritiske verdien av massen som er stabil for dynamiske friksjonseffekter
, som fører til en nedbremsing av massiven stjernehop og dens fall inn i sentrum av galaksen, og den nedre - for dissipasjonseffekter
tar hensyn til tidevannseffekter under passasje av klynger gjennom det galaktiske planet. Årsaken til dynamisk friksjon er ytre: en massiv kulehop som beveger seg gjennom stjernene i feltet tiltrekker seg stjernene den møter på sin vei og tvinger dem til å fly rundt bak den langs en hyperbolsk bane, som er grunnen til at det dannes en økt tetthet av stjerner bak. det, og skaper en bremsende akselerasjon. Som et resultat bremser klyngen ned og begynner å nærme seg det galaktiske senteret langs en spiralbane til den faller ned på den i løpet av en begrenset tid. Jo større massen til klyngen er, jo kortere denne tiden. Dissipasjon (fordamping) av kulehoper skjer på grunn av den indre mekanismen for stjerne-stjernerelaksasjon som konstant opererer i klyngen, som fordeler stjerner i henhold til deres hastigheter i henhold til Maxwells lov. Som et resultat forlater stjernene som fikk de største hastighetsøkningene systemet. Denne prosessen akselereres betydelig ved passasje av en klynge nær den galaktiske kjernen og gjennom den galaktiske skiven. Dermed kan vi med stor sannsynlighet si at klyngene som ligger på diagrammet utenfor området avgrenset av disse to linjene allerede er i ferd med å fullføre sin livsbane.
jeg lurer på hva akkreterte kulehoper oppdage massenes avhengighet av deres posisjon i galaksen. De heltrukne linjene i figuren representerer direkte regresjoner utført på genetisk assosierte (svarte prikker) og akkreterte (åpne sirkler) kulehoper. Det kan sees at genetisk beslektede klynger ikke viser endringer gjennomsnittsvekt med økende avstand fra det galaktiske sentrum. Men for akkrediterte klynger er det en klar anti-korrelasjon. Så spørsmålet som må besvares er hvorfor er det et økende underskudd av massive kulehoper i den ytre glorie med økende galaktosentrisk avstand (det nesten tomme øvre høyre hjørnet av diagrammet)?
Åpne klynger har ikke en vanlig form og har uskarpe konturer. Galaksene i dem er svært svakt konsentrert mot sentrum. Et eksempel på en gigantisk åpen klynge er den galaksehopen som er nærmest oss i stjernebildet Jomfruen (241). På himmelen opptar den omtrent 120 kvadratmeter. grader og inneholder flere tusen for det meste spiralgalakser. Avstanden til sentrum av denne klyngen er omtrent 11 Mpc.
Ris. 12.1. Romlig fordeling galakser i henhold til SDSS-data. Grønne prikker indikerer alle galakser (i en gitt helvinkel) med lysstyrke som overstiger en viss verdi. De røde prikkene indikerer de mest lysende galaksene fra fjerne klynger, og danner en ganske homogen populasjon; i den tilsvarende referanserammen er spekteret deres rødforskyvet sammenlignet med vanlige galakser. De lyseblå og blå prikkene viser plasseringen av vanlige kvasarer. H-parameteren er omtrent lik 0,7.
Sfæriske galaksehoper er mer kompakte enn åpne klynger og har sfærisk symmetri. Medlemmene deres er merkbart konsentrert mot sentrum. Et eksempel på en kulehop er galaksehopen i stjernebildet Coma Berenices, som inneholder mange elliptiske og linseformede galakser (242). Diameteren er nesten 12 grader. Den inneholder rundt 30 000 galakser lysere enn fotografisk styrke 19. Avstanden til sentrum av klyngen er omtrent 70 Mpc. Mange rike galaksehoper er assosiert med kraftige, utvidede kilder til røntgenstråling, hvis natur mest sannsynlig er assosiert med tilstedeværelsen av varm intergalaktisk gass, lik koronaene til individuelle galakser.
Det er grunn til å tro at galaksehoper på sin side også er ujevnt fordelt. Ifølge noen studier danner klyngene og gruppene av galakser som omgir oss et grandiose system - en supergalakse. I dette tilfellet konsentrerer individuelle galakser seg tilsynelatende mot et bestemt plan, som kan kalles Supergalaksens ekvatorialplan. Galaksehopen som nettopp ble diskutert i stjernebildet Jomfruen er i sentrum av et slikt gigantisk system. Massen til vår supergalakse bør være omtrent 1015 solmasser, og dens diameter bør være omtrent 50 Mpc. Imidlertid er virkeligheten av eksistensen av slike andreordens galaksehoper fortsatt kontroversiell. Hvis de eksisterer, så bare som en svakt uttrykt inhomogenitet i fordelingen av galakser i universet, siden avstandene mellom dem kan overstige størrelsen litt.
Du ser på artikkelen (abstrakt): " Romlig fordeling av galakser"fra disiplin" Astrofysikk»
Sammendrag og publikasjoner om andre emner :Blant objekter med stadig svakere glans øker antallet stjerner raskt. Dermed er G. lysere enn 12. styrke kjent for å være ca. 250, 15. - allerede ca. 50 tusen, og antall geografier som kan fotograferes av et 6-meters teleskop på grensen av dets evner er mange milliarder. Dette indikerer midler. avsidesliggende av de fleste byer.
Ekstragalaktisk Astronomi studerer størrelsen på stjernesystemer, deres masse, struktur, optiske, infrarøde, røntgenegenskaper. og radioutslipp. Studiet av den romlige fordelingen av geologi avslører den store strukturen til universet (vi kan si at den observerbare delen av universet er geologiens verden). I studiet av den romlige fordelingen av gasser og banene for deres utvikling av ekstragalaktiske. astronomi smelter sammen med kosmologi - vitenskapen om universet som helhet.
En av de viktigste i ekstragalaktisk. i astronomi gjenstår problemet med å bestemme avstanden til planeten På grunn av det faktum at de lyseste stjernene med konstant lysstyrke (supergiganter) ble funnet i de nærmeste planetene, var det mulig å fastslå avstandene til disse planetene planeter, der det er umulig å skille selv supergigantiske stjerner , avstander estimeres på andre måter (se).
I 1912, Amer. astronomen V. Slifer oppdaget en bemerkelsesverdig egenskap til G.: i spektrene til fjerntliggende G. hele spekteret. linjene viste seg å være forskjøvet til den langbølgede (røde) enden sammenlignet med de samme linjene i spektra av kilder som er stasjonære i forhold til observatøren (de såkalte linjene). I 1929, Amer. astronom E. Hubble, som sammenlignet avstandene til Jorden og deres røde skift, oppdaget at sistnevnte vokser i gjennomsnitt i direkte proporsjon med avstandene (se). Denne loven ga i hendene på astronomer effektiv metode bestemme avstander til jorden basert på deres røde skift. Rødforskyvningene til tusenvis og hundrevis av G-er er målt.
Bestemmelse av avstander til gasser og deres posisjon på himmelen gjorde det mulig å fastslå at det er enkle og doble gasser, grupper av gasser, store klynger av dem og til og med skyer av klynger (superklynger). ons. avstandene mellom byer i grupper og klynger er flere. hundrevis av stk; dette er omtrent 10-20 ganger størrelsen på den største G. Gj.sn. avstandene mellom grupper av gasser, enkeltgasser og flere systemer er 1-2 Mpc, avstandene mellom klynger er titalls Mpc. Dermed fyller gasser rommet med en høyere relativ tetthet enn intragalaktiske stjerner. verdensrommet (avstandene mellom stjernene er i gjennomsnitt 20 millioner ganger større enn deres diametere).
Ut fra strålingseffekten kan G. deles inn i flere. lysstyrkeklasser. Det bredeste spekteret av lysstyrker er observert i elliptiske linjer. G., i de sentrale regionene av visse klynger av G. den såkalte. cD-galakser, som er rekordstore i lysstyrke (absolutt styrke - 24 m, lysstyrke ~10 45 erg/s) og masse (). Og i vår lokale gruppe av G. ble det funnet en ellipse. G. lav lysstyrke (absoluttverdier fra -14 til -6 m, dvs. lysstyrke ~10 41 -10 38 erg/s) og masse (10 8 -10 5). I spiral G. er intervallet abs. stjernestørrelser varierer fra -22 til -14 m, lysstyrker - fra 10 44 til 10 41 erg/s, masseområde 10 12 -10 8. Feil G. i abs. svakere størrelser - 18 m, deres lysstyrke er 10 43 erg/s, masse .
Dannelsen av unge stjerner pågår fortsatt i den sentrale delen av galaksen. Gass som ikke har rotasjonsmomentum faller mot sentrum av galaksen. 2. generasjons sfæriske stjerner er født her. delsystemer som utgjør kjernen i galaksen. Men det er ingen gunstige forhold for dannelsen av supergigantiske stjerner i kjernen, siden gassen går i oppløsning til små klumper. I de sjeldne tilfellene når gass overfører dreiemoment miljø og komprimeres til en massiv kropp - med en masse på hundrevis og tusenvis av solmasser, ender ikke denne prosessen lykkelig: komprimering av gassen fører ikke til dannelsen av en stabil stjerne, den kan og forekommer. Sammenbruddet er ledsaget av utstøting av en del av stoffet fra det galaktiske området. kjerner (se).
Jo mer massiv en spiralgass er, jo sterkere tyngdekraften komprimerer spiralarmene, derfor har massive gasser tynnere armer, flere stjerner og mindre gass (det dannes flere stjerner). For eksempel i den gigantiske tåken M81 er tynne spiralarmer synlige, mens i tåken M33, som er en middels stor spiral, er armene mye bredere.
Avhengig av typen har spiralstjerner også forskjellige hastigheter på stjernedannelse. Høyeste hastighet er for Sc-typen (ca. 5 per år), laveste for Sa (ca. 1 per år). Den høye stjernedannelsen i førstnevnte er også tilsynelatende assosiert med tilførsel av gass fra galaktiske stjerner. krone
Elliptisk stjernesystemer, bør evolusjonsbanen være enklere. Stoffet i dem helt fra begynnelsen hadde ikke betydelig dreiemoment og magnetisme. felt. Derfor førte ikke kompresjon under evolusjonsprosessen slike systemer til merkbar rotasjon og magnetisk forbedring. Enger. All gassen i disse systemene ble helt fra begynnelsen til sfæriske stjerner. delsystemer. Under den påfølgende utviklingen støtet stjernene ut gass, som sank til midten av systemet og gikk til dannelsen av stjerner av en ny generasjon av samme sfæriske. delsystemer. Hastigheten for stjernedannelse i en elliptisk. G. må være lik hastighet strømmen av gass fra utviklede stjerner, hovedsakelig supernovaer, siden utstrømmingen av materie fra stjerner til elliptisk. G. ubetydelig. Årlig tap av gass fra stjerner i en ellipse. G. er beregnet til å være ~0,1 per galakse med en masse på 10 11 . Det følger også av beregningene at de sentrale delene er elliptiske. På grunn av tilstedeværelsen av unge stjerner, bør G. være blåere enn de perifere områdene av G. Dette er imidlertid ikke observert. Poenget er hva det betyr. en del av den resulterende gassen inn i ellipsestrengen. Gassen blåses ut av den varme vinden som oppstår under supernovaeksplosjoner, og i gassklynger blåses den også ut av ganske tett varm intergalaktisk luft. gass, nylig oppdaget av røntgen. stråling.
Sammenligning av antall stjerner fra forskjellige generasjoner stort nummer av samme type, er det mulig å etablere mulige veier for deres utvikling. I eldre stjerner er det en uttømming av interstellare gassreserver og som et resultat en nedgang i dannelseshastigheten og det totale antallet stjerner fra nye generasjoner. Men de inneholder mange supertette stjerner av små størrelser, som representerer en av de siste stadiene av utviklingen av stjerner. Dette er aldring av planeter Det bør bemerkes at i begynnelsen av deres utvikling hadde planeter tilsynelatende en høyere lysstyrke, siden de inneholdt mer massive unge stjerner. Det er i prinsippet mulig å identifisere evolusjonære endringer i lysstyrken til en planet ved å sammenligne lysstyrken til nærliggende og svært fjerne planeter, som lyset reiser fra i mange milliarder år.
Ekstragalaktisk astronomi har ennå ikke gitt et sikkert svar på spørsmål knyttet til fremveksten av gassklynger, spesielt hvorfor i sfærisk. klynger er dominert av elliptiske. og linseformede systemer. Tilsynelatende ble sfæriske skyer dannet fra relativt små skyer av gass som ikke hadde noe rotasjonsmomentum. klynger med en overvekt av elliptiske og linseformede systemer, som også har lavt dreiemoment. Og fra store gassskyer, som hadde et betydelig rotasjonsmoment, oppsto det gassklynger som ligner på Jomfrusuperklyngen. Her var det flere muligheter for fordeling av dreiemoment blant individuelle gassklumper som gasser ble dannet av, og derfor er spiralsystemer mer vanlig i slike klynger.
Utviklingen av gass i klynger og grupper har en rekke funksjoner. Beregninger har vist at under kollisjoner av gasser, bør deres utvidede gasskoronaer "strippes av" og spredt over hele volumet av gruppen eller klyngen. Dette intergalaktiske gassen ble oppdaget ved høytemperatur røntgen. stråling som kommer fra klynger av gasser I tillegg skaper massive medlemmer av klynger, som beveger seg blant de andre, "dynamisk friksjon": med tyngdekraften drar de med seg nabogasser, men opplever i sin tur bremsing. Tilsynelatende er dette hvordan Magellanic Stream ble dannet i den lokale gruppen av geografier. Noen ganger "river" massive geografier i midten av en klynge av gasskoronaene til Geografier som passerer gjennom dem, men fanger også "besøkende" stjerner. Det antas spesielt at cD-galakser med massive glorier dannet dem på en slik "kannibal" måte.
I følge eksisterende beregninger vil galaksen vår om 3 milliarder år også bli en "kannibal": den vil absorbere den store magellanske skyen som nærmer seg den.
Den ensartede fordelingen av materie på skalaen til Metagalaxy bestemmer likheten av materie og rom i alle deler av Metagalaxy (homogenitet) og deres likhet i alle retninger (isotropi). Disse viktige egenskapene til Metagalaxy er tilsynelatende karakteristiske for moderne tid. tilstander i Metagalaxy, men i det siste, helt i begynnelsen av ekspansjonen, kunne anisotropi og heterogenitet av materie og rom eksistere. Jakten på spor etter anisotropi og inhomogenitet til Metagalaxy i fortiden er et komplekst og presserende problem med ekstragalaktisk astronomi, som astronomene bare så vidt nærmer seg.
