Самый большой известный гравитационно-связанный объект во Вселенной; скопление галактик
MACS J0152.5-2852 — массивное скопление галактик. Почти каждый пиксель на изображении представляет собой галактику, каждая из которых содержит миллиарды звезд. [1]
Группы и скопления галактик — крупнейшие известные гравитационно-связанные объекты, возникшие на данный момент в процессе формирования космической структуры. [2] Они образуют самую плотную часть крупномасштабной структуры Вселенной . В моделях гравитационного образования структур с холодной темной материей сначала разрушаются мельчайшие структуры и в конечном итоге формируются самые крупные структуры — скопления галактик. Затем скопления сформировались сравнительно недавно, 10 миллиардов лет назад и сейчас. Группы и скопления могут содержать от десяти до тысяч отдельных галактик. Сами скопления часто связаны с более крупными, не гравитационно связанными группами, называемыми сверхскоплениями .
Группы галактик
Карта положений тысяч галактик в обзоре VIPERS [3]
Группы галактик — это мельчайшие совокупности галактик. Обычно они содержат не более 50 галактик диаметром от 1 до 2 мегапарсеков (Мпк) (для сравнения расстояний см. 10 22 м ). 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. [4] Группы — это наиболее распространенные структуры галактик во Вселенной, составляющие не менее 50% галактик в локальной вселенной. Группы имеют диапазон масс между массами очень больших эллиптических галактик и скоплений галактик. [5]
Наша собственная галактика, Млечный Путь , входит в Местную группу , состоящую из более чем 54 галактик. [6]
В июле 2017 г. С. Пол, Р. С. Джон и др. определил четкие отличительные параметры для классификации скоплений галактик на «группы галактик» и «скопления» на основе законов масштабирования, которым они следовали. [7] Согласно этой статье, скопления галактик с массой менее 8 × 10 13 солнечных масс классифицируются как группы галактик.
Скопления галактик
Богатое рассеяние галактик было зафиксировано телескопом MPG/ESO .
Кластеры крупнее групп, хотя между ними нет четкой разделительной линии. При визуальном наблюдении скопления кажутся скоплениями галактик, удерживаемых вместе взаимным гравитационным притяжением. Однако их скорости слишком велики, чтобы они могли оставаться гравитационно связанными взаимным притяжением, что подразумевает наличие либо дополнительного невидимого компонента массы, либо дополнительной силы притяжения помимо гравитации. Рентгеновские исследования выявили наличие большого количества межгалактического газа, известного как внутрископительная среда . Этот газ очень горячий, между 10 7 К и 10 8 К, и, следовательно, излучает рентгеновские лучи в форме тормозного излучения и атомной линейчатой эмиссии .
Общая масса газа превышает массу галактик примерно в два раза. Однако этой массы все еще недостаточно, чтобы удерживать галактики в скоплении. Поскольку этот газ находится в приблизительном гидростатическом равновесии с общим гравитационным полем скопления, можно определить общее распределение массы. Оказывается, общая масса, полученная в результате этого измерения, примерно в шесть раз превышает массу 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, может быть, 10% - в форме горячего газа, излучающего рентгеновские лучи, а остальная часть - темная материя. Браунштейн и Моффат [8] используют теорию модифицированной гравитации для объяснения масс рентгеновских скоплений без темной материи. Наблюдения за скоплением Пуля являются самым убедительным доказательством существования темной материи; [9] [10] [11] однако Браунштейн и Моффат [12] показали, что их модифицированная теория гравитации также может объяснить свойства скопления.
Методы наблюдения
Скопление галактик LCDCS-0829 действует как гигантская лупа. Этот странный эффект называется гравитационным линзированием .
Скопления галактик были обнаружены в обзорах рядом наблюдательных методов и детально изучены многими методами:
Оптический или инфракрасный : отдельные галактики в скоплениях 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 удаленных (с более высоким красным смещением ) скоплений.
Рентген : Горячая плазма испускает рентгеновские лучи, которые можно обнаружить рентгеновскими телескопами . Кластерный газ можно изучать как с помощью рентгеновской визуализации, так и рентгеновской спектроскопии. Скопления довольно заметны в рентгеновских обзорах и наряду с АЯГ являются самыми яркими внегалактическими объектами, излучающими рентгеновские лучи.
Радио : в скоплениях был обнаружен ряд диффузных структур , излучающих радиочастоты. Группы радиоисточников (которые могут включать диффузные структуры или АЯГ) использовались в качестве индикаторов местоположения скоплений. При визуализации с высоким красным смещением вокруг отдельных радиоисточников (в данном случае АЯГ) использовалось для обнаружения протокластеров (скоплений в процессе формирования).
Гравитационное линзирование : скопления галактик содержат достаточно вещества, чтобы исказить наблюдаемую ориентацию галактик позади них. Наблюдаемые искажения можно использовать для моделирования распределения темной материи в скоплении.
Скопления галактик являются самыми последними и наиболее массивными объектами, возникшими в процессе формирования иерархической структуры Вселенной, и изучение скоплений позволяет узнать, как формируются и развиваются галактики. Скопления обладают двумя важными свойствами: их массы достаточно велики, чтобы удерживать любой энергичный газ, выброшенный из галактик-членов, а тепловая энергия газа внутри скопления наблюдаема в пределах рентгеновского диапазона. Наблюдаемое состояние газа внутри скопления 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 собой всю тепловую историю формирования кластера. Чтобы лучше понять эту тепловую историю, необходимо изучить энтропию газа, поскольку энтропия — это величина, которая наиболее непосредственно изменяется при увеличении или уменьшении тепловой энергии внутрикластерного газа. [14]
^ «Россыпь спиральных и эллиптических галактик». Фотография недели ЕКА/Хаббла . Проверено 25 сентября 2013 г.
^ Войт, Г. Марк (2005). «Отслеживание космической эволюции с помощью скоплений галактик». Обзоры современной физики . 77 (1): 207–258. arXiv : astro-ph/0410173 . Бибкод :2005РвМП...77..207В. doi : 10.1103/revmodphys.77.207. S2CID 119465596.
^ «Огромная карта далекой Вселенной достигает половины пути» . ЭСО . Проверено 2 апреля 2013 г.
^ Физический факультет ЮТК "Группы галактик". Университет Теннесси, Новилл . Проверено 27 сентября 2012 г.
^ Муньос, РП; и другие. (11 декабря 2012 г.). «Динамический анализ групп галактик с сильными линзами на промежуточном красном смещении». Астрономия и астрофизика (опубликовано в апреле 2013 г.). 552 : 18.arXiv : 1212.2624 . Бибкод : 2013A&A...552A..80M. дои : 10.1051/0004-6361/201118513. S2CID 17865754. А80.
^ Майк Ирвин. «Местная группа» . Проверено 7 ноября 2009 г.
^ С. Пол; Р. С. Джон; П. Гупта; Х. Кумар (2017). «Понимание« групп галактик »как уникальной структуры во Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 471 (1): 2–11. arXiv : 1706.01916 . Бибкод : 2017MNRAS.471....2P. doi : 10.1093/mnras/stx1488.
