Revisión como estaba o 28 de xaneiro de 2016 ás 15:52 editar Gradebo (conversa \| contribucións) 145 edicións →‎Formación: +escura ← Edición máis vella		Revisión como estaba o 28 de xaneiro de 2016 ás 15:54 editar desfacer Gradebo (conversa \| contribucións) 145 edicións →‎Estruturas a maior escala: +escura Edición máis nova →
Liña 187: [[Ficheiro:Galaxies of the Infrared Sky .jpg\|miniatura\|esquerda\|400px\|Vista panorámica da distribución das galaxias máis aló da [[Vía Láctea]].]] Na maior escala posible o [[Universo]] está en continua expansión, o que resulta nun incremento na [[Lei de Hubble\|separación entre as galaxias individuais]]. As agrupacións entre galaxias superan esta expansión a escalas locais por medio da [[gravitación\|atracción gravitacional]]. Estas agrupacións ~~formáronse~~teríanse formado, segundo a hipótese da [[materia escura]], nos comezos do Universo, cando as diferentes masas deda [[materia escura]] achegaron as súas respectivas galaxias entre elas e deron lugar a fusións e cúmulos a grande escala. Este proceso continuo de fusión, así como a afluencia de gas absorbido, quenta o [[medio intergaláctico]] dentro dun cúmulo ata temperaturas moi elevadas que poden acadar entre 30 e 100 [[kelvin\|megakelvins]].<ref>{{cita web\|url=http://chandra.harvard.edu/xray_sources/galaxy_clusters.html\|título=Groups & Clusters of Galaxies\|editorial=[[NASA]]/Chandra\|data-acceso=15 de xaneiro de 2007}}</ref> Aproximadamente entre o 70 e o 80% da masa dun cúmulo é en forma de materia escura, con entre un 10 e un 30% consistente neste gas quente e o pequeno porcentaxe restante en forma de galaxias.<ref>{{cita web\|apelidos1=Ricker \|nome1=P.\|título=When Galaxy Clusters Collide\|url=http://www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html\|editorial=San Diego Supercomputer Center\|data-acceso=27 de agosto de 2008}}</ref> A maioría das galaxias están ligadas gravitacionalmente a unha serie de outras galaxias. Forman unha distribución xerárquica de tipo [[fractal]] de estruturas en cúmulo, sendo as asociacións máis pequenas grupos periódicos. Estes grupos son o tipo de cúmulo galáctico máis común e conteñen a maioría das galaxias e masas [[barión]]icas do Universo.<ref>{{cita web\|apelidos1=Dahlem \|nome1=M.\|data=24 de novembro de 2006\|título=Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies\|url=http://www.atnf.csiro.au/people/mdahlem/sci/SCGs.html\|editorial=University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group\|data-acceso=15 de xaneiro de 2007\|url-arquivo=http://web.archive.org/web/20070613151936/http://www.atnf.csiro.au/people/mdahlem/sci/SCGs.html\|data-arquivo=13 de xuño de 2007}}</ref><ref>{{cita web\|apelidos1=Ponman \|nome1=T.\|data=25 de febreiro de 2005\|título=Galaxy Systems: Groups\|url=http://www.sr.bham.ac.uk/research/groups.html\|url-arquivo=http://web.archive.org/web/20090215023446/http://www.sr.bham.ac.uk/research/groups.html\|data-arquivo=15 de febreiro de 2009\|editorial=University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group\|data-acceso=15 de xaneiro de 2007}}</ref> Para manter a unión gravitacional nestes grupos cada galaxia membro debe ter unha velocidade suficientemente baixa para previr que se [[teorema de virial\|escape]]. De non existir a suficiente [[enerxía cinética]] o grupo pode evolucionar cara a un menor número de galaxias por medio de fusións.<ref>{{cita publicación periódica\|apelidos1=Girardi \|nome1=M.\|apelidos2=Giuricin \|nome2=G.\|data=2000\|título=The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups\|revista=The Astrophysical Journal\|volume=540 \|número=1 \|páxinas=45–56\|bibcode=2000ApJ...540...45G\|doi=10.1086/309314\|arxiv = astro-ph/0004149 }}</ref>

Galaxia: Diferenzas entre revisións