Скопления галактик. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Скопления галактик - гигантские плотные группировки галактик, содержащие горячий ионизованный газ и невидимое вещество. Обычно скопления галактик, в отличие от групп, цепочек и др. систем галактик, называют комплексы, имеющие размеры прибл. до 1,5-3 Мпк и включающие от неск. сотен до десятков тысяч галактик высокой и средней светимости. Форма скоплений галактик близка к эллиптической. Скопления галактик делятся по богатству (кол-ву галактик) на 6 классов -от 0 до 5.

Ближайшее к Галактике скопление галактик в созвездии Девы (класс богатства 0) содержит ок. 200 галактик, в т. ч. 7 гигантских эллиптических и 10 гигантских спиральных галактик. Ближайшее богатое скопление галактик в созвездии Волосы Вероники (класс 2 или 3) содержит ок. 10⁴ галактик высокой и средней светимости, преим. эллиптических и линзовидных, и очень мало спиральных галактик. Концентрация галактик в центрах богатых (класса 2 и выше) скоплений галактик превышает 10³ Мпк^-3. Известно ок. 3000 богатых скоплений галактик. В скопления входит часть всех галактик. Галактики скоплений обеспечивают лишь ок. 5% светимости всех галактик. При сравнительно небольших размерах скоплений галактик в них наблюдаются очень большие среднеквадратичные скорости галактик (v) - до 1-2*10³ км/с. Согласно вириала теореме это означает, что скопления галактик обладают очень большой массой (вириальной массой) M_v, определяемой соотношением

где R - радиус скопления (Мпк);

- масса Солнца; G - гравитац. постоянная;

- безразмерный численный коэф. порядка 1, зависящий от распределения плотности скоплений галактик (v в тыс. км/с). С др. стороны, зная светимость скопления галактик и зависимость масса - светимость (см. Масса - светимость зависимость)для галактик, входящих в скопление, можно оценить массу светящегося вещества скопления, M_L. Такие оценки выполнены для центр. частей неск. десятков скоплений галактик. Найдено, что M_L ~ ~ 0,1 M_v,_;. Значит. расхождение оценок М_L и M_v, впервые отмоченное Ф. Цвикки (F. Zwicky) в 1930-х гг., является одним из самых серьёзных свидетельств данных наблюдений в пользу существования невидимого тяготеющего вещества (скрытой массы), к-рое в масштабах скоплений галактик прибл. в 10 раз превосходит массу видимого вещества, сосредоточенного в галактиках.

В 70-х гг. обнаружено рентг. излучение горячего газа, заполняющего скопления галактик. Исследование спектра излучения и распределения яркости позволило оценить температуру и распределение плотности газа. Оказалось, что в богатых скоплениях галактик эти величины хорошо коррелируют со скоростями галактик и их распределением. В более бедных скоплениях галактик наряду с общим рентг. фоном выделяется излучение корон отдельных наиб. массивных галактик, гравитац. потенциал к-рых сравним с гравитац. потенциалом скопления как целого. Масса горячего газа в центр. областях скоплений галактик не превосходит неск. процентов вириальной массы скопления, его плотность ок. 10^-3 см^-3. Эти данные служат важным независимым подтверждением стационарности скоплений галактик и приведённых выше оценок массы видимого и невидимого вещества в них. Подробные спектральные наблюдения нескольких наиб. ярких скоплений галактик показывают, что в горячем газе присутствуют высокоионизованные тяжёлые элементы (напр., Fe⁺²⁵) с относит. содержанием ок. 0,1-0,3 солнечного (см. Распространённость элементов ). Это значит. что газ скоплений галактик не является первичным и частично прошёл переработку в звёздах. Однако ныне невозможно сказать, как протекали эволюция горячего газа и его обогащение тяжёлыми элементами. Горячий газ в скоплениях галактик может наблюдаться также по искажению спектра микроволнового фонового излучения - эффект Зельдовича - Сюняева. Эффект связан с рассеянием фотонов этого излучения на электронах горячего газа скоплений галактик, что ведёт к росту ср. энергии фотонов и падению температуры излучения Т в области спектра, где

(v - частота излучения). Эффект, по-видимому, наблюдается в двух скоплениях галактик. Одноврем. наблюдение рентг. излучения скоплений галактик и эффекта Зельдовича - Сюняева позволяет точнее оценить параметры скоплений галактик, поскольку эти наблюдаемые величины зависят от разных комбинаций температуры и плотности газа и размеров скопления.

Наблюдаемая эллиптичность формы скоплений галактик, вероятно, связана с анизотропией распределения галактик по скоростям. Это свидетельствует о том, что скопления галактик возникли при объединении уже сформировавшихся галактик и никогда не проходили фазы стационарного газового облака. Такое заключение согласуется с наблюдаемыми особенностями распределения галактик скопления по скоростям. В большинстве скоплений галактик дисперсия скоростей (квадрат среднеквадратичной скорости) не зависит от массы галактик. Это значит. что в системе успели пройти процессы быстрой релаксации скоростей галактик в коллективном гравитац. поле (см. Звёздная динамика ),но ещё не успело сказаться влияние процессов парного взаимодействия, к-рые с течением времени должны привести к максвелловской функции распределения галактик по скоростям с дисперсией скоростей, зависящей от массы галактик (такая зависимость отмечена лишь у неск. плотных скоплений галактик). Это - свидетельство сравнит. молодости скоплений галактик.

Скопления галактик наблюдаются вплоть до красных смещений z

1 (скопление галактик ЗС184), тогда как квазары найдены вплоть до z 4. Поэтому прямых данных об эпохе формирования скоплений галактик наблюдения не дают. Интересно, что хотя вблизи квазаров часто видят отд. галактики, отмечена отчётливая антикорреляция распределений квазаров и скоплений галактик.

Скопления галактик являются ярчайшими элементами крупномасштабной структуры Вселенной. Изучение окрестностей Галактики показывает, что богатые скопления галактик, как правило, расположены в узлах, в к-рых сходятся неск. цепочек и сверхскоплений галактик. Менее богатые скоплений галактик часто расположены цепочкой вдоль мощного сверхскопления галактик. Довольно часто скопления галактик, подобно галактикам, собираются в небольшие группы из 2-3 членов. В неск. случаях наблюдается слияние двух скоплений галактик, сопровождаемое мощным рентг. излучением. Определённая на основе наблюдений корреляц. функция распределения скоплений галактик

(r - расстояние между парами скоплений галактик, h - безразмерный параметр; см. Хаббла закон)по форме подобна корреляц. функции галактик, но отличается от неё значением корреляц. радиуса r_с, прибл. в 5 раз превосходящего принятое значение корреляц. радиуса распределения галактик. Отмечается зависимость значения r_с от класса богатства и объёма выборки. Различие корреляц. радиусов распределения галактик и скоплений галактик частично связано с сильным различием плотности их распределения в пространстве. Подробное изучение и численное моделирование эффекта показывают, что, вероятно, необходимо допустить и добавочное крупномасштабное (~ 50 Мпк) скучивание вещества, к-рое трудно заметить при изучении распределения галактик.

Модели образования структуры Вселенной, основанные на теории гравитационной неустойчивости, в общих чертах неплохо описывают образование скоплений галактик и их положение как элементов крупномасштабной структуры. Более подробное изучение этого процесса методами численного моделирования затруднено из-за большого объёма вычислений. Приближённое описание на базе теории особенностей градиентных отображений (см. Катастроф теория)и Бюргерса уравнения позволяет решить ряд проблем на качеств. уровне, но не даёт количеств. описания.

Литература по скоплениям галактик

Знаете ли Вы, что только в 1990-х доплеровские измерения радиотелескопами показали скорость Маринова для CMB (космического микроволнового излучения), которую он открыл в 1974. Естественно, о Маринове никто не хотел вспоминать. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.