Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Скопления галактик

1. Оптические наблюдения
2. Рентгеновские наблюдения. Горячий межгалактический газ в скоплениях галактик.
3. Радиоизлучение скоплений
4. Взаимодействие микроволнового излучения с горячим межгалактическим газом.
5. Космологическое значение радио- и рентгеновских наблюдений скоплений галактик

Галактики распределены в пространстве неоднородно, значительная часть группируется в скопления (рис. 1), содержащие десятки, сотни и даже тысячи (богатые скопления) галактик.

1. Оптические наблюдения

На фотографиях С.г. предстают как увеличение (по сравнению с фоном) поверхностной плотности числа галактик (т.е. числа галактик на единичную площадку небесной сферы). В богатых С.г. поверхностная плотность числа галактик ng хорошо описывается простым законом:
$n_g(\rho)=n_{g0}\left[ 1+ \left\{ {\rho\over a}\right\}^2 \right]^{-1}$ ,
где $\rho$ - расстояние в картинной плоскости от центра скопления, $a\approx$ 250 кпк - радиус ядра скопления, ng0 - поверхностная плотность числа галактик в центральной части скопления. Этому закону соответствует распределение пространств. плотности числа галактик
$N_g(r)=N_{g0} \left[ 1+ \left\{ {\rho\over a}\right\}^2 \right]^{-3/2}$ ,
называемое обычно законом Кинга (r - расстояние от центра скопления) . Центральная плотность скоплений Ng0 в богатых С.г. превышает 1000 Мпк-3 , однако из-за малого объема в пределах (1/2)a содержится ~ 10 галактик. На расстоянии $r\approx 3a$ плотность галактик падает до $30h_0^{-3}$ Мпк-3, а при r=7a до 3h-3 Мпк-3, т.е. быстро приближается к плотности галактик фона [h0=H0/(50 км/с/Мпк), H0 - современное значение постоянной Хаббла]. Распределение Кинга имеет место лишь при r <(6-8)a, при больших r оно нарушается, возможно, из-за приливных эффектов. Отметим, что при $r\gg a$ масса скопления (и число входящих в него галактик) логарифмически возрастает с ростом отношения r/a.

Рис. 1. Центральная часть скопления галактик Кома
в созвездии Волосы Вероники.
Астрофотометрия позволяет определить типы галактик, входящих в скопление, их светимости, размеры и т.д. Важнейшую информацию несут спектр. наблюдения: по смещению линий в спектре галактик определяют их лучевые скорости viR. Ср. лучевая скорость галактик $v_{0R}=\sum\limits^N_{i=1} v_{iR}/N$ (где N - полное число галактик в скоплении) соответствует скорости удаления от наблюдателя скопления как целого. Используя Хаббла закон, можно оценить расстояние до С.г. Обычно предполагают, что распределение галактик по скоростям в системе покоя скопления как целого изотропно, тогда среднеквадратичное отличие скорости от средней
$\sigma_v=\left( {\sqrt{3}\over N} \right) \left[ (\sum\limits^N_{i=1} v_{iR}-v_{0R})^2 \right]^{1/2}$ .
В богатых С.г. $\sigma_v$ превышает 1000 км/с. Характерный размер богатых С.г. R составляет несколько Мпк. Характерное время пролета галактики через скопление
$t\sim R/\sigma_v=10^9 (R/1 Мпк)(10^3/\sigma_v)$ лет,
(где $\sigma_v$ в км/с)
много меньше как космологич. времени ($H_0^{-1}=2\cdot 10^{10} h_0^{-1}$ лет), так и возраста звезд, входящих в галактики скопления. Следовательно, С.г. явл. гравитационно связанными системами. Т.о., измерения $\sigma_v$ и характерного размера скопления открывают возможность определения его массы ${\mathfrak M}_v$ по вириала теореме: ${\mathfrak M}_v\sim\sigma_v^2 R/G$. Оказывается, что массы С.г., определяемые по теореме вириала, заметно превышают значени "видимой массы", определяемой суммированием масс отдельных галактик, к-рые оцениваются по масса-светимость зависимости. Т.о. возникает вопрос (до сих пор не решенный) о скрытой массе.

Время динамической релаксации скопления вследствие попарного гравитационного взаимодействия галактик и динамического трения близко к космологическому и может превышать его. В этих условиях трудно ожидать Максвелла распределения галактик по скоростям. Однако в 1976 г. англ. астроном Д. Линден-Белл указал на возможность "быстрой" (violent) релаксации скопления звезд или галактик за счет быстрых изменений гравитационного потенциала на стадии сжатия системы (в ходе ее образования). Этот механизм может обеспечить релаксацию системы за время порядка неск. времен пролета галактики через скопление.

Рис. 2. Функция светимости $\eta(L)$ групп и
скоплений галактик (число групп и скоплений в Мпк3 в
интервале оптических светимостей от L до $\Delta L$, где $\Delta L=10^{12} L_\odot$).
$\eta(L)$ хорошо аппроксимируется простой формулой:
$\eta(L)=1,6\cdot 10^{-7} (L/L_\odot)^{-2}\exp(-L/L_\odot)$ (сплошная кривая).
Составлены каталоги С.г. Наиболее известен каталог Дж. Эйбелла (США), в него вошли богатые скопления, удовлетворяющие следующим критериям: скопление содержит по меньшей мере 50 галактик в диапазоне видимых звездных величин от $m_3$ до $m_3+2$, где $m_3$ - видимая звездная величина третьей по яркости галактики в скоплении; больше 50 галактик должно содержаться в зоне с радиусом $3h_0^{-1}$ Мпк; красные смещения 0,02< z <0,2 , т.е. расстояние до С.г. $D < c H_0 z_{макс}\approx 1200 h_0^{-1}$ Мпк. Каталог охватывает не все небо: он насчитывает 2712 таких С.г., а на всем небе при z <0,2 их должно быть ок. 4000. Концентрация таких С.г. во Вселенной $N_c=6\cdot 10^{-7}h_0^3$ скоплений/Мпк3, а ср. расстояние между их центрами $\sim N_c^{-1/3}\approx 120h_0^{-1}$ Мпк. Другие хорошо известные каталоги используют в основном морфологич. критерии отбора и классификации. Напр., в каталоге швейц. астронома Ф. Цвикки ок. 7000 скоплений, классифицированных по степени компактности на открытые, умеренно компактные и компактные. Л.П. Бауц и У. Морган (США) в основу своей классификации положили наличие или отсутвтсие доминирующей массивной центральной галактики, обычно являющейся мощным радиоисточником.

С.г. из каталога Эйбелла явл. самыми богатыми представителями широчайшего класса групп и скоплений галактик. В этот класс входят группы, содержащие от нескольких до многих десятков галактик, а также скопления, содержащие сотни и тысячи галактик. Переход от групп к скоплениям непрерывен, этот факт наглядно демонстрирует построенная амер. астрономом П. Шехтером функция светимости систем галактик $\eta(L)$ (рис. 2). В области малых светимостей $\eta(L)$ систем галактик непрерывно перходит в функцию светимости ярких галактик.

Согласно Эйбеллу, С.г. по их стурктуре можно разделить на регулярные и иррегулярные. Первые симметричны и характеризуются сильной концентрацией галактик к центру скопления. Типичным представителем этого типа явл. С.г. в созвездии Волосы Вероники (Кома), находящееся на расстоянии ок. 100 Мпк и содержащее более $3\cdot 10^4$ галактик с абс. фотографической величиной $M_{pg}\le -16^m$. Большинство галактик в плотных центральных частях регулярных скоплений составляют эллиптич. галактики. Иррегулярные же представляют собой более диффузные и асимметричные конгломераты галактик. Иррегулярным С.г. явл. ближайшее к нам богатое скопление в созвездии Девы, расстояние до него равно $20h_0^{-1}$ Мпк. В иррегулярных С.г. имеется достотачно много и спиральных галактик.

В центре богатых С.г. обычно находится массивная эллиптич. галактика, содержащая от 1 до 10% всей массы скопления. Так, напр., масса галактики M87 в центре скопления в Деве превышает $10^{13} {\mathfrak M}_\odot$. Эти галактики часто явл. мощными радиогалактиками. Их гравитац. потенциал (в пределах галактики) сравним с гравитац. потенциалом всего скопления. Массы таких галактик растут за счет "каннибализма" галактик - поглощения ими пролетающих скводь них или разрушаемых приливным воздействием при близких пролетах галактик меньшей массы.

2. Рентгеновские наблюдения. Горячий межгалактический газ в скоплениях галактик.

Рис. 3. Рапределение яркости рентгеновского
излучения межгалактического газа в скоплении
галактик А 85, полученное рентгеновским телескопом
обсерватории им. Эйнштейна. Рентгеновские изофоты
наложены на оптическое изображение скопления.
Рентг. наблюдения со спутников "Ухуру" (США) и "Ариэль" (Великобритания) показали, что практически все богатые С.г. явл. мощными рентг. источниками со светимостями ~1042-1044 эрг/с. Ретнг. излучение скоплений (рис. 3) интерпретируется как тормозное и рекомбинационное излучение (см. Тормозное излучение, Рекомбинация) горячего межгалактич. газа (МГ) с плотностью, превышающей 10-3 см-3, и темп-рой $3\cdot 10^7$ К. Это подтверждается наблюдениями ряда С.г. в жестком рентг. диапазоне, к-рые обнаруживают экспоненциальный завал спектра (ослабление излучения) при энергиях фотонов $h\nu>5-10$ кэВ, характерный для тормозного излучения облака разреженной плазмы. Еще более важным подтверждением такой интерпретации явилось обнаружение (при наблюдениях со спутников "ОСО-8", США, "Ариэль", "ХЕАО-А", США) в спектрах коплений в Деве, Кентавре и скопления Кома рентг. линий железа с $h\nu\approx 6-7$ кэВ (рис. 4, а). Линии излучаются водородо- и гелиеподобными ионами железа, т.е. ионами, имеющими ядро с зарядом 26 и один или два электрона. Именно эти линии характерны для горячей оптически тонкой плазмы с электронной температурой $T_e\approx (3-10)\cdot 10^7$ К. Наблюдаемая эквивалентная ширина спектральных линий approx 0,5 кэВ, что свидетельствует об обилии железа, близком к солнечному. В С.г. в созвездии Девы наблюдаются линии водородоподобных ионов кремния, серы, литиеподобного железа и т.п. (рис. 4, б).

Газ не может иметь темп-ру Te, намного превышающую $m_p \sigma_v^2/6k$ (mp - масса протона), в противном случае он практически не "чувствовал" бы гравитац. потенциала скопления и расширялся, истекая из него со скоростью звука aзв=(10kTe/3me)1/2. Если темп-ра была бы много меньше этой величины, газ скапливался бы в центре потенциальной ямы, уплотнялся и сравнительно быстро остывал вследствие потерь энергии на излучение. Т.о., темп-ра МГ близка к величине $m_p \sigma_v^2/6k$. Отсюда следует, что галактики движутся в МГ со скоростями, близкими к звуковой.

Т.н. высота изотермической однородной атмосферы МГ порядка характерного размера скоплений. Газ заполняет все С.г. и должен быть сравнительно однородным. Это утверждение верно для богатых С.г., где гравитац. потенциал скопления как целого в его центральной части превышает гравитац. потенциал любой из галактик. В нерегулярных скоплениях типа скопления в Деве гравитац. потенциал доминирующей галактики (M 87) может существенно влиять на распределение и температуру МГ.

Рис. 4. Спектр рентгеновского излучения горячего
межгалактического газа. а - спектр скопления галактик
в созвездии Персея. Наблюдения со спутника "ХЕАО-А".
Виден характерный для тормозного излучения горячей
плазмы экспоненциальный завал спектра при $h\nu>kT_e=6,5$ кэВ.
Спектральные детали с