Группы и скопления галактик - Galaxy groups and clusters
Группы и скопления галактик являются крупнейшими из известных гравитационно связанных объектов, которые возникли до сих пор в процессе формирования космической структуры. Они образуют самую плотную часть крупномасштабной структуры Вселенной . В моделях гравитационного образования структур с холодной темной материей самые маленькие структуры коллапсируют первыми и в конечном итоге образуют самые большие структуры, скопления галактик. Кластеры сформировались относительно недавно, 10 миллиардов лет назад и по настоящее время. Группы и скопления могут содержать от десяти до тысяч отдельных галактик. Сами кластеры часто связаны с более крупными, не связанными гравитацией, группами, называемыми сверхскоплениями .
Группы галактик
Группы галактик - это самые маленькие скопления галактик. Обычно они содержат не более 50 галактик диаметром от 1 до 2 мегапарсеков (Мпк) (см. 10 22 м для сравнения расстояний). Их масса составляет примерно 10 13 масс Солнца . Разброс скоростей отдельных галактик составляет около 150 км / с. Однако это определение следует использовать только в качестве руководства, поскольку более крупные и массивные системы галактик иногда классифицируются как группы галактик. Группы - это наиболее распространенные структуры галактик во Вселенной, составляющие не менее 50% галактик в локальной вселенной. Группы имеют диапазон масс между очень большими эллиптическими галактиками и скоплениями галактик.
Наша собственная Галактика, Млечный Путь , входит в Местную группу из более чем 54 галактик.
В июле 2017 г. С. Пол, Р. С. Джон и др. определили четкие отличительные параметры для классификации скоплений галактик как «группы галактик» и «скопления» на основе законов масштабирования, которым они следовали. Согласно этой статье, скопления галактик с массой менее 8 × 10 13 солнечных масс классифицируются как группы галактик.
Скопления галактик
Кластеры больше, чем группы, хотя между ними нет четкой границы. При визуальном наблюдении скопления кажутся скоплениями галактик, удерживаемых вместе за счет взаимного гравитационного притяжения. Однако их скорости слишком велики, чтобы они могли оставаться гравитационно связанными их взаимным притяжением, что подразумевает наличие либо дополнительной невидимой составляющей массы, либо дополнительной силы притяжения помимо силы тяжести. Рентгеновские исследования показали наличие большого количества межгалактического газа, известного как внутрикластерная среда . Этот газ очень горячий, от 10 7 К до 10 8 К, и, следовательно, излучает рентгеновское излучение в форме тормозного излучения и эмиссии атомных линий .
Полная масса газа примерно в два раза больше массы галактик. Однако этой массы все еще недостаточно, чтобы удерживать галактики в скоплении. Поскольку этот газ находится в приблизительном гидростатическом равновесии с общим гравитационным полем кластера, можно определить общее массовое распределение. Оказывается, общая масса, полученная в результате этого измерения, примерно в шесть раз больше, чем масса галактик или горячего газа. Недостающий компонент известен как темная материя, и его природа неизвестна. В типичном скоплении, возможно, только 5% общей массы находится в форме галактик, возможно, 10% в форме горячего газа, излучающего рентгеновские лучи, а остальная часть - темная материя. Браунштейн и Моффат используют теорию модифицированной гравитации для объяснения рентгеновских масс скоплений без темной материи. Наблюдения за скоплением пули являются самым убедительным доказательством существования темной материи; однако Браунштейн и Моффат показали, что их модифицированная теория гравитации также может учитывать свойства скопления.
Наблюдательные методы
Скопления галактик были обнаружены в обзорах с помощью ряда методов наблюдений и были детально изучены с помощью многих методов:
- Оптический или инфракрасный : отдельные галактики скоплений можно изучать с помощью оптических или инфракрасных изображений и спектроскопии. Скопления галактик обнаруживаются оптическими или инфракрасными телескопами путем поиска сверхплотностей, а затем подтверждаются обнаружением нескольких галактик с одинаковым красным смещением . Инфракрасный поиск более полезен для поиска более далеких (более высокое красное смещение ) кластеров.
- Рентгеновские лучи : горячая плазма излучает рентгеновские лучи, которые можно обнаружить с помощью рентгеновских телескопов . Кластерный газ можно изучать как с помощью рентгеновской визуализации, так и с помощью рентгеновской спектроскопии. Скопления довольно заметны в рентгеновских обзорах и наряду с АЯГ являются самыми яркими внегалактическими объектами, излучающими рентгеновское излучение.
- Радио : скоплениями были обнаружены несколько диффузных структур, излучающих на радиочастотах. Группы радиоисточников (которые могут включать диффузные структуры или AGN) использовались в качестве индикаторов местоположения скоплений. При большом красном смещении изображения вокруг отдельных радиоисточников (в данном случае AGN) использовались для обнаружения протокластеров (кластеров в процессе формирования).
- Эффект Сюняева-Зельдовича : горячие электроны во внутрикластерной среде рассеивают излучение космического микроволнового фона посредством обратного комптоновского рассеяния . Это создает «тень» в наблюдаемом космическом микроволновом фоне на некоторых радиочастотах.
- Гравитационное линзирование : скопления галактик содержат достаточно вещества, чтобы исказить наблюдаемые ориентации галактик позади них. Наблюдаемые искажения можно использовать для моделирования распределения темной материи в скоплении.
Температура и плотность
Скопления галактик - это самые недавние и самые массивные объекты, возникшие в иерархической структуре Вселенной, и изучение скоплений говорит о том, как галактики образуются и развиваются. Скопления обладают двумя важными свойствами: их массы достаточно велики, чтобы удерживать любой энергичный газ, выброшенный из галактик-членов, и тепловая энергия газа внутри скопления наблюдается в полосе пропускания рентгеновского излучения. Наблюдаемое состояние газа в кластере определяется комбинацией ударного нагрева во время аккреции, радиационного охлаждения и тепловой обратной связи, вызванной этим охлаждением. Таким образом, плотность , температура и субструктура внутрикластерного рентгеновского газа представляют всю тепловую историю образования кластеров. Чтобы лучше понять эту тепловую историю, необходимо изучить энтропию газа, потому что энтропия - это величина, которая напрямую изменяется при увеличении или уменьшении тепловой энергии внутрикластерного газа.
Список групп и кластеров
| Имя / Обозначение | Примечания |
|---|---|
| Местная группа | Группа , где Млечный Путь , в том числе Земли находится |
| Скопление Девы | Это скопление галактик - ближайшее к нам |
Смотрите также
Рекомендации
дальнейшее чтение
- Кравцов, А.В.; Боргани, С. (2012). «Формирование скоплений галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 50 : 353–409. arXiv : 1205,5556 . Bibcode : 2012ARA & A..50..353K . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081811-125502 . S2CID 119115331 .