¿La gravedad evita que las galaxias cercanas se separen en la expansión espacial?

Question

En gran escala, el universo de expansión de la tira de las galaxias de distancia, mientras que la gravedad mantiene a las galaxias a partir de la expansión. Parece que hay una cierta escala, en la que la expansión y la gravedad de aproximadamente cancelar el uno al otro. Dentro de una galaxia gravedad gana, pero galaxias remotas vuelan en pedazos.

¿Qué pasa si las galaxias están cerca el uno del otro? Sé que Andrómeda no es un buen ejemplo, ya que está en curso de colisión con la vía Láctea, pero en general, ¿ galaxias vecinas del mismo grupo tienden a ser mantenido por la gravedad que vuelan en pedazos con la expansión del universo? ¿A qué escala no la expansión, finalmente, vencer la gravedad?

Answer 1

Sí, los cúmulos de galaxias pueden permanecer unida, a pesar de la expansión del universo.

Analizar el equilibrio entre la expansión y la atracción gravitacional produce una estimación donde la prueba de partículas permanecen atados en órbita circular alrededor de una masa más grande si $2GM_{obj} \geq \beta^* H_0^2 r_0^3$ donde $\beta^*\approx 5.3$, produciendo el criterio $$\frac{M_{obj}}{10^{12} M_\odot} > 3h_{70}^2 \left( \frac{r_0}{1 \mathrm{Mpc}} \right)^3.$$ The Milky Way has a sphere of influence is 0.7 Mpc, while a typical star of $0.5 M_\odot$ (con ninguna otra de la competencia) tiene una esfera de influencia 55 pc a través de. Menos restrictivas obligado utiliza 1.18 en lugar de 3.

Consulte este documento para una comparación con la actual supercluster de datos. También se ve que no órbitas circulares, donde las cosas son más complicadas.

Answer 2

Como un suplemento a la otra respuesta:

En GR, el campo gravitacional de un esféricamente simétrica distribución de la masa en un universo en expansión dominado por una constante cosmológica es descrito por el de Schwarzschild-deSitter métrica:

$$ ds^2 = -(1-\frac{2G M}{c^2 r }-\frac{\Lambda r^2}{3})c^2dt^2 + \frac{1}{1-\frac{2G M}{c^2 r }--\frac{\Lambda r^2}{3}}dr^2+r^2d\theta^2+r^2\cos^2\theta d\phi^2$$

donde

• $M$ es la masa total de la distribución de la masa
• $\Lambda$ es la constante cosmológica (aprox. $1.11\cdot10^{-52} m^{-2}$ , según los datos de Planck.)
• $G$ es la constante gravitacional
• $c$ es la velocidad de la luz

Mediante la resolución de la ecuación geodésica para este indicador, uno puede encontrar el radio de $r$ donde una masa de ensayo puede permanecer estacionario. Esta radio va a marcar el máximo radio de influencia de la masa; sólo dentro de esta radio es posible enlazar órbitas. El resultado es simplemente

$$ r= \left(\frac{3GM}{c^2\Lambda}\right)^{1/3} $$

o con los valores numéricos de las constantes de todos los

$$ r = 111 \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{1/3} pc $$

Esto corresponde a la menos restrictiva obligado dado en la otra respuesta.