Астронет > Распределение галактик в местной Вселенной

Астронет: Д. И. Макаров/САО РАН Распределение галактик в местной Вселенной
http://www.variable-stars.ru/db/msg/1169719

Распределение галактик в местной Вселенной

Д.И.Макаров

Первое описание того, что мы называем Местным сверхскоплением, принадлежит Джону Гершелю. В 1864 году он опубликовал компилятивный список всех известных туманностей. General Catalogue содержал 4630 объектов, открытых отцом и сыном Гершелями, и только 450, обнаруженных другими исследователями. Концентрация туманностей в созвездии Девы сразу бросается в глаза. Треть всех туманностей, не связанных с Млечным Путем, находится всего в одной восьмой части неба. Д. Гершель предположил, что туманности образуют сферическую систему с центром в созвездии Девы. Наша Галактика является одним из ее периферийных членов. Распределение галактик далеко от однородного; из центрального ядра тянутся ветви или ``протуберанцы'' и Галактика лежит в одном из них. Удивительно, но это очень точное описание Местного сверхскопления.

Рис. Распределение по небу туманностей из Revised New General Catalogue (RNGC) [Sulentic & Tifft, 1973]. Серым цветом выделены галактические туманности, черным -- галактики. Примерно такую картину видел Д. Гершель, когда изучал распределение туманностей, не связанных с Млечным Путем.

Только в 20-х годах 20 века после обнаружения Э. Хабблом цефеид в туманности Андромеда было окончательно доказано существование звездных систем за пределами нашей Галактики. Э. Хаббл -- один из первых исследователей их распределения по небу. На крупнейшем в мире 100 рефлекторе он провел подсчеты 44000 галактик в 1283 малых фотографических площадках [Hubble, 1936]. В результате была обнаружена ``зона избегания'' (``Zone of Avoidance'') галактик из-за сильного поглощения в плоскости нашей Галактики. Э. Хаббл количественно оценил этот эффект и заключил, что нет заметных систематических вариаций в распределении туманностей по небу. Он знал о существовании групп и скоплений галактик, однако считал, что нет организации туманностей на шкале большей, чем большое скопление и нет скоплений больше, чем в тысячу членов.

Х. Шепли работал на меньшем телескопе (24), но со значительно большим полем зрения. Он обнаружил на южном небе удаленное облако галактик в Центавре и далекое метагалактическое облако в созвездии Часов. Эти системы значительно больше, чем скопление. Большинство ученых приняло точку зрения Хаббла, и только сравнительно недавно стало ясно, что Шепли был прав. Шепли был одним из первых исследователей, обнаруживших крупномасштабную структуру Вселенной.

К 1933 году было известно всего 25 скоплений галактик. Их число выросло до тысяч после завершения знаменитого Паломарского обзора неба. В 1958 году Г. Эйбелл опубликовал каталог 2712 скоплений [Abell, 1958].

Точка зрения Хаббла опиралась на простую гравитационную теорию. В скоплениях галактик типичное время пересечения порядка миллиарда лет и более, что составляет значительную часть возраста Вселенной. Если бы существовали еще большие образования, то время пересечения превысило бы возраст Вселенной и не хватило бы времени на образование таких структур.

Тем не менее, в наблюдениях неизменно обнаруживались большие структуры. В 1953 году Г. де Вокулер ввел термин Сверхгалактика -- уплощенное образование близких структур с центром в скоплении в Деве [de Vaucouleurs, 1953]. Он определил ее диаметр в 30 Мпк, что значительно больше размера скопления. Но, как и система Гершеля, она не получила общего признания.

В 1967 году C.Д. Шэйн и С.А. Витанен [Shane & Wirtanen, 1967] опубликовали обзор Ликской обсерватории, который содержал более миллиона галактик. Они утверждали существование трех облаков галактик в Змее-Деве, Короне и Геркулесе с размерами, сравнимыми с Местным Сверхскоплением. В 1968 году появился атлас галактик и скоплений галактик Ф. Цвикки [Zwicky et al.]. В нем были нарисованы контурные карты вокруг скоплений. Они показали, что внешние части значительно больше нормальных размеров скоплений. К тому же, скопления соединялись друг с другом протяженными образованиями. Цвикки назвал эти структуры ячейками скоплений.

Но, несмотря на эти работы, только небольшое число ученых верило в существование систем больших, чем скопление. Существовали аргументы и за, и против. Ситуация оставалась неопределенной до появления обзоров лучевых скоростей галактик.

Получение спектров галактик на фотографических пластинках было очень сложной задачей. В Reference Catalogue (RC) де Вокулера [de Vaucouleurs G. & de Vaucouleurs A., 1964] в середине 60-х было всего около 1500 лучевых скоростей. После применения в астрономии телевизионных приемников и перехода на CCD, количество измерений красных смещений удваивается каждые 7 лет.

Данные из RC2 [de Vaucouleurs et al.], законченного к 1975 году, позволили совершить прорыв в исследовании распределения галактик в пространстве. М. Йыэвээр и Я. Эйнасто построили трехмерные карты распределения галактик. На них были видны не только сверхскопления, но и волокна галактик вокруг пустот. Было выдвинуто смелое предположение, что галактики стремятся образовывать протяженные структуры вокруг абсолютно пустых областей. Их сообщение на IAU симпозиуме в 1977 году называлось ``Имеет ли Вселенная ячеистую структуру?'' и было сенсационным [Йыэвээр & Эйнасто, 1978].

Новость распространилась широко, но вне СССР использовалась очень мало. Их работа, казалось, опровергала устоявшийся взгляд на образование галактик. Отчасти, недоверие к работе Эйнасто было вызвано использованием неконтролируемых данных. Так как RC2 собирал вместе данные разных авторов, он был подвержен различным неконтролируемым селекционным эффектам и сильно неоднороден. Поэтому стала очевидной необходимость обзоров с четкими селекционными критериями.

Вскоре многие авторы стали получать сходные распределения галактик вокруг пустот. Было подтверждено, что галактики могут образовывать сверхскопления, значительно более протяженные, чем скопления, а также доказано существование пустого пространства между такими структурами.

Первый обзор красных смещений с четким селекционным критерием проводился М. Дэвисом, Дж. Хукрой с коллегами [Davis et al., 1982]. Сейчас он известен как CfA1 (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics). В нем исследовались все галактики северного неба ярче , выделенные Цвикки. Чтобы избежать эффектов, связанных с галактическим поглощением, изучались галактики только на высоких галактических широтах ( и ). Было исследовано около 2400 галактик. Данные этого обзора показали структуру распределения галактик похожую на мыльную пену, с крупными волокнами и большими пустотами.

В дальнейшем этот обзор был углублен до (CfA2). Уже первые срезы, полученные в ходе его выполнения, обнаружили структуру сравнимую по протяженности с глубиной самого обзора. Это была блиноподобная концентрация галактик, видимая практически плашмя. Вскоре она была метко названа ``Великой Стеной''.

Южным эквивалентом CfA1 и CfA2 был Southern Sky Redshift Survey (SSRS и SSRS2) [Fairall & Jones, 1991]. Также следует отметить работы М. Хайнес и Р. Джиованелли по исследованию области Персея-Рыб, с помощью радиотелескопов. Примерно в это же время Б. Талли подробно изучал распределение галактик в Местном сверхскоплении.

Благодаря этим работам мы очень хорошо представляем распределение галактик в ``близкой'' (в космологическом контексте) окрестности Мпк. Для этого объема пространства существуют обзоры галактик по всему небу.

Большинство близких скоплений галактик лежат вблизи классической сверхгалактической плоскости, введенной еще Г. де Вокулером [de Vaucouleurs, 1953].

Рис. Распределение галактик Местного сверхскопления (со скоростями меньше 3000 км/с) в сверхгалактических координатах, введенных Г. де Вокулером. На рисунке отмечено скопление галактик в Деве. Хорошо видна концентрация галактик к плоскости сверхскопления.

Ближайшая концентрация галактик -- это Местное сверхскопление с центром в созвездии Девы. Как было отмечено выше, описание, данное первооткрывателем Дж. Гершелем, остается точным и сегодня. Это сферообразная система с центром в Деве, с ветвями или протуберанцами, исходящими из плотного ядра. Наша Галактика расположена на периферии.

Скопление галактик в Деве находится на расстоянии около 15 Мпк и удаляется от нас со скоростью 1100 км/с. Оно содержит приблизительно 80 галактик ранних типов (E и S0), 120 спиралей и около 900 карликовых галактик, причем число карликов, возможно, значительно больше, хотя их общая масса, вероятно, незначительна. Полная масса скопления -- около масс Солнца. Оно не относится к числу богатых скоплений, чья масса как минимум на порядок больше. Центр скопления -- гигантская эллиптическая галактика M 87. Наблюдается существенная разница в динамике и распределении спиральных и эллиптических галактик скопления. E и S0 галактики концентрируются к центру скопления и имеют малую дисперсию скоростей (550 км/с), в то время как спиральные галактики образуют ``гало'' скопления и характеризуются большой дисперсией скоростей (900 км/с). Похожими свойствами обладают все скопления -- у богатых же, таких как скопление галактик в Волосах Вероники, они проявляются наиболее ярко.

Скопление галактик в Деве не имеет резкой границы. Оно является центральной концентрацией более протяженного Местного сверхскопления и плавно в него переходит. Распределение галактик в сверхскоплении образует плоскую иррегулярную структуру.

В ``близкой'' Вселенной наиболее заметны и большие структуры -- ``великие стены'' -- блинообразные конденсации галактик с характерными размерами в пространстве красных смещений чуть меньше или около 10000 км/с и толщиной только 1000 км/с.

Рис. Распределение по небу галактик со скоростями от 2000 до 5000 км/с. Стрелкой отмечена блиноподобная структура в созвездиях Гидры-Центавра-Телескопа-Павлина-Индейца. Наша Галактика и Местное сверхскопление лежат на периферии этой стены, практически в ее плоскости, поэтому она видна как узкая полоска галактик на небе, протянувшихся на .

Ближайшая из них протянулась по созвездиям Гидры-Центавра-Телескопа-Павлина-Индейца. Это образование значительно больше Местного сверхскопления. Его размеры порядка км/с. Наша Галактика и Местное сверхскопление являются его частью. Мы находимся близко к плоскости этой стены на самом ее краю, поэтому видим ее как узкую полосу галактик, растянувшуюся более чем на 180 градусов.

Рис. Распределение по скоростям галактик ярче 15.5 звездной величины. На этих срезах отчетливо видна блиноподобная структура, протянувшаяся через всю исследованную область -- ``Great Wall''. На диаграммах отчетливо видны скопления в Деве (на верхнем рисунке) и в Волосах Вероники (на нижнем). Галактики в скоплениях имеют большие случайные скорости, поэтому в пространстве скоростей они вытягиваются вдоль луча зрения, образуя так называемые ``пальцы Бога'', которые указывают на Землю.

Первая обнаруженная стена -- ``Great Wall'' видна практически плашмя и ее галактики разбросаны по значительной части неба. Поэтому она была обнаружена совсем недавно, в 1989 году. Стену ограничивают пустоты спереди и сзади, на краях она соединяется с соседними структурами. ``Great Wall'' впечатляет размерами: км/с. Если проследить распределение галактик от нее к аналогичной структуре в Персее-Рыбах, то создается впечатление, что наша Галактика заключена в гигантское кольцо. Однако эта видимая структура не имеет продолжения на юге.

Рис. Распределение галактик из базы данных LEDA в проекции на плоскость ближайшей ``стены'' протянувшейся по созвездиям Гидры-Центавра-Телескопа-Павлина-Индейца.

Практически все стены содержат в своем центре богатое скопление галактик. В ``близкой'' Вселенной находится всего три таких скопления -- в Волосах Вероники, Персее и ACO 3627, которое экранируют облака пыли в Млечном Пути.

Самое знаменитое из них -- скопление в Волосах Вероники -- является центром ``Great Wall''. Как и другие богатые скопления, оно содержит много эллиптических галактик. Изучение его динамики впервые указало на наличие большого количества невидимой материи. Масса скопления -- около масс солнца, дисперсия скоростей -- 900 км/с.

Нельзя не отметить и пустоты, которые ограничивают видимое распределение галактик. Они, как правило, имеют грубо сфероидальную форму и соединяются друг с другом. Спектр их размеров простирается от сотней км/с до 10000 км/с. В этих областях плотность галактик на порядки меньше средней, либо они там и вовсе отсутствуют.

Далекие структуры скоплений галактик были обнаружены значительно раньше близких. Связанно это с тем, что галактики их образующие, занимают на небе существенно меньший объем и, следовательно, видимая плотность в таких областях гораздо больше. К примеру, Шепли обнаружил метагалактики в Центавре и Часах в 30-х годах 20 века. Концентрация Шепли в Центавре выглядит как конгломерат скоплений галактик с лучевой скоростью около 13000 км/с. Это, возможно, самая массивная структура в объеме, меньшем 20000 км/с. Она привлекла к себе внимание в конце 80-х годов при поиске кандидата на роль возмутителя движений галактик в ближней Вселенной.

За пределами радиуса в 10000 км/с ( Мпк) нет обзоров галактик по всему небу и наши сведения об их распределении фрагментарны. Существует большое разнообразие в способе заглянуть глубже во Вселенную. Это и очень глубокие ``проколы'' (pencil-beam), и тонкие срезы вдоль прямого восхождения, и обзоры маркеров крупномасштабной структуры, таких как скопления галактик.

В ходе выполнения Las Campanas Redshift Survey (LCRS) [Shectman et al., 1996], проводившегося с 1988 по 1994 годы, было получено более 26000 спектров галактик в шести тонких срезах, по три возле южного и северного Галактического полюсов. Это больше, чем в любом другом обзоре. Средняя глубина обзора -- 30000 км/с. LCRS обнаруживает богатую волокнистую структуру, скопления и пустоты вплоть до 50000 км/с. Такие структуры прослеживаются в 4-5 раз глубже, чем в обзорах всего неба. Распределение галактик свидетельствует о ``повторении'' похожих узоров, чем на иерархию все больших структур. Размер наибольшей из них км/с, что значительно меньше глубины обзора. Поэтому можно надеяться, что в LCRS была достигнута шкала однородности Вселенной.

Рис. Сводная карта распределения галактик в Las Campanas Redshift Survey.

В LCRS было найдена периодичность ячеистой структуры на шкале около 15000 км/с, что хорошо согласуется с результатами ``карандашных'' обзоров, в которых в направлении на южный и северный галактический полюс был обнаружен ряд пиков с периодом в 12800 км/с. А. Дорошкевич с сотрудниками [Doroshkevich et al., 1996] выделили в LCRS три сорта структур -- блиноподобные структуры ``сверх большой шкалы'' с типичным разделением в 8000 км/с, включающие до 60% галактик; ``богатые волокна'' с типичным промежутком в 3000 км/с, которые включают 20% галактик; и, наконец, ``бедные, разреженные волокна'' с разделением около 1300 км/с. Все три сорта структур показывают случайное, пуассоновское распределение в пространстве.

Las Campanas Redshift Survey вероятно ответил на один из фундаментальных вопросов космологии: на каком масштабе Вселенную можно считать однородной? Обзоры близкой Вселенной указывали на существование структур больших 10000 км/с. Более того, с увеличением глубины обзора всегда находились образования большие, чем исследованная часть пространства. С другой стороны, базисом всех космологических моделей был ``космологический принцип'', утверждающий изотропность и однородность Вселенной. Если шкала однородности не существует, то все космологические теории оказываются несостоятельными. В пользу однородности Вселенной на больших масштабах говорили глубокие подсчеты галактик, распределение далеких радиоисточников, высокая степень однородности и изотропности реликтового фона. Las Campanas Redshift Survey -- первый обзор, показавший повторяемость, а не возрастающую иерархию все больших структур. Хотя он проводился только в узких областях, но создается впечатление, что однородность достигается на шкале около 20000 км/с.

Йыэвээр М., Эйнасто Я. 1978, Крупномасштабная структура Вселенной, IAU Symp. 79

Abell G. O. 1958, ApJS, 3, 211

Davis M., et al. 1982, ApJ, 253,423

Doroshkevich A. G. et al. 1996, MNRAS, 283, 1281

Fairall A. P., Jones A. 1991, Southern redshifts catalogue and plots Publications of the Department of Astronomy, University of Cape Town

Hubble E. 1936, The realm of the nebulae, Yale University Press

Shane C. D., Wirtanen C. A. 1967, The distribution of galaxies, Publ. Lick Obs., XXII, Part 1

Shectman S. A. et al. 1996, The Las Campanas Redshift Survey, ApJ, 470, 172

Sulentic J. W., Tifft W. G. 1973, The revised new catalogue of nonstellar astronomical objects, Tucson: University of Arizona Press (RNGC)

de Vaucouleurs G. 1953, AJ, 58, 30

de Vaucouleurs G., de Vaucouleurs A. 1964, Reference catalogue of bright galaxies (RC), University of Texas Monographs in Astronomy, Austin: University of Texas Press

de Vaucouleurs G., de Vaucouleurs A., Corwin Jr. H. G. The Second Reference Catalogue of bright galaxies (RC2) University of Texas Press, Austin

Zwicky F., Herzog E., Wild P., Karpowitz M., Kowal C.T. 1961-68, Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies (6 Vols), Pasadena, California Institute of Technology