к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Скопления галактик
Скопления галактик - гигантские плотные группировки галактик, содержащие горячий ионизованный газ и невидимое вещество. Обычно С. г., 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 С. г. близка к эллиптической. С. г. делятся по богатству (кол-ву галактик) на 6 классов -от 0 до 5. Ближайшее к Галактике С. г. в созвездии Девы (класс богатства 0) содержит ок. 200 галактик, в т. ч. 7 гигантских эллиптических и 10 гигантских спиральных галактик. Ближайшее богатое С. г. 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) С. г. превышает 103 Мпк-3. Известно ок. 3000 богатых С. г. В скопления входит часть всех галактик. Галактики скоплений обеспечивают лишь ок. 5% светимости всех галактик. При сравнительно небольших размерах С. г. в них наблюдаются очень большие среднеквадратичные скорости галактик (v) - до 1-2*103 км/с. Согласно вириала теореме это означает, что С. г. обладают очень большой массой (вириальной массой) Mv, определяемой соотношением 

где R - радиус скопления (Мпк); - масса Солнца; G - гравитац. постоянная; - безразмерный численный коэф. порядка 1, зависящий от распределения плотности С. г. (v в тыс. км/с). С др. стороны, зная светимость С. г. и зависимость масса - светимость (см. Масса - светимость зависимость)для галактик, входящих в скопление, можно оценить массу светящегося вещества скопления, ML. Такие оценки выполнены для центр. частей неск. десятков С. г. Найдено, что ML ~ ~ 0,1 Mv,;. Значит. расхождение оценок МL и Mv, 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 С. г. прибл. в 10 раз превосходит массу видимого вещества, сосредоточенного в галактиках. 

В 70-х гг. обнаружено рентг. излучение горячего газа, заполняющего С. г. Исследование спектра излучения и распределения яркости позволило оценить температуру и распределение плотности газа. Оказалось, что в богатых С. г. эти величины хорошо коррелируют со скоростями галактик и их распределением. В более бедных С. г. 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 С. г. не превосходит неск. процентов вириальной массы скопления, его плотность ок. 10-3 см-3. Эти данные служат важным независимым подтверждением стационарности С. г. и приведённых выше оценок массы видимого и невидимого вещества в них. Подробные спектральные наблюдения нескольких наиб. ярких С. г. 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 С. г. 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 С. г. может наблюдаться также по искажению спектра микроволнового фонового излучения - эффект Зельдовича - Сюняева. Эффект связан с рассеянием фотонов этого излучения на электронах горячего газа С. г., 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 С. г. Одноврем. наблюдение рентг. излучения С. г. и эффекта Зельдовича - Сюняева позволяет точнее оценить параметры С. г., поскольку эти наблюдаемые величины зависят от разных комбинаций температуры и плотности газа и размеров скопления. 

Наблюдаемая эллиптичность формы С. г., вероятно, связана с анизотропией распределения галактик по скоростям. Это свидетельствует о том, что С. г. 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 С. г. 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 С. г.). Это - свидетельство сравнит. молодости С. г. 

С. г. наблюдаются вплоть до красных смещений z1 (С. г. ЗС184), тогда как квазары найдены вплоть до z 4. Поэтому прямых данных об эпохе формирования С. г. наблюдения не дают. Интересно, что хотя вблизи квазаров часто видят отд. галактики, отмечена отчётливая антикорреляция распределений квазаров и С. г. 

С. г. являются ярчайшими элементами крупномасштабной структуры Вселенной. Изучение окрестностей Галактики показывает, что богатые С. г., как правило, расположены в узлах, в к-рых сходятся неск. цепочек и сверхскоплений галактик. Менее богатые С. г. часто расположены цепочкой вдоль мощного сверхскопления галактик. Довольно часто С. г., подобно галактикам, собираются в небольшие группы из 2-3 членов. В неск. случаях наблюдается слияние двух С. г., сопровождаемое мощным рентг. излучением. Определённая на основе наблюдений корреляц. функция распределения С. г. (r - расстояние между парами С. г., h - безразмерный параметр; см. Хаббла закон)по форме подобна корреляц. функции галактик, но отличается от неё значением корреляц. радиуса rс, прибл. в 5 раз превосходящего принятое значение корреляц. радиуса распределения галактик. Отмечается зависимость значения rс от класса богатства и объёма выборки. Различие корреляц. радиусов распределения галактик и С. г. 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 С. г. 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 

1. Fabian А. С., «Ann. Rew. Astron. and Astrophys.», 1991, v. 29. А. Г. Дорошкевич. 

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ