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 десятковтысяч галактик высокой и средней светимости. Форма С. г. близкак 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 богатства0) содержит ок. 200 галактик, в т. ч. 7 гигантских эллиптических и 10 гигантскихспиральных галактик. Ближайшее богатое С. г. в созвездии ВолосыВероники (класс 2 или 3) содержит ок. 10⁴ галактик высокой исредней светимости, преим. эллиптических и линзовидных, и очень мало спиральныхгалактик. Концентрация галактик в центрах богатых (класса 2 и выше) С. <г. превышает 10³ Мпк ^-3. Известно ок. 3000 богатыхС. г. В скопления входит часть всех галактик. Галактики скоплений обеспечиваютлишь ок. 5% светимости всех галактик. При сравнительно небольших размерахС. г. в них наблюдаются очень большие среднеквадратичные скорости галактик(v) - до 1-2*10³ км/с. Согласно вириала теореме этоозначает, что С. г. обладают очень большой массой (вириальной массой) M_v, определяемой соотношением

где R - радиус скопления (Мпк);- масса Солнца; G - гравитац. постоянная;- безразмерный численный коэф. порядка 1, зависящий от распределения плотностиС. г. (v в тыс. км/с). С др. стороны, зная светимость С. г. и зависимостьмасса - светимость (см. Масса - светимость зависимость )для галактик, <входящих в скопление, можно оценить массу светящегося вещества скопления,M_L. Такие оценки выполнены для центр. частей неск. десятковС. г. Найдено, что M_L ~ ~0,1 M_v,_;.Значит. расхождение оценок М _L и M_v, впервыеотмоченное Ф. Цвикки (F. Zwicky) в 1930-х гг., является одним из самыхсерьёзных свидетельств данных наблюдений в пользу существования невидимоготяготеющего 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 оценитьтемп-ру 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 коронотдельных наиб. массивных галактик, гравитац. потенциал к-рых сравним сгравитац. 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 важнымнезависимым подтверждением стационарности С. г. и приведённых выше оценокмассы видимого и невидимого вещества в них. Подробные спектральные наблюдениянескольких наиб. ярких С. г. показывают, что в горячем газе присутствуютвысокоионизованные 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 переработкув звёздах. Однако ныне невозможно сказать, как протекали эволюция горячегогаза и его обогащение тяжёлыми элементами. Горячий газ в С. г. может наблюдатьсятакже по искажению спектра микроволнового фонового излучения - эффектЗельдовича - Сюняева. Эффект связан с рассеянием фотонов этого излученияна электронах горячего газа С. г., что ведёт к росту ср. энергии фотонови падению темп-ры 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 - Сюняевапозволяет точнее оценить параметры С. г., поскольку эти наблюдаемые величинызависят от разных комбинаций темп-ры и плотности газа и размеров скопления.

Наблюдаемая эллиптичность формы С. г., вероятно, связана с анизотропиейраспределения галактик по скоростям. Это свидетельствует о том, что С. <г. возникли при объединении уже сформировавшихся галактик и никогда непроходили фазы стационарного газового облака. Такое заключение согласуетсяс 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 процессыбыстрой релаксации скоростей галактик в коллективном гравитац. поле (см. Звёздная динамика), но ещё не успело сказаться влияние процессовпарного взаимодействия, к-рые с течением времени должны привести к максвелловскойф-ции распределения галактик по скоростям с дисперсией скоростей, зависящейот 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 z4. Поэтому прямых данных об эпохе формирования С. г. наблюдения недают. Интересно, что хотя вблизи квазаров часто видят отд. галактики, отмеченаотчётливая антикорреляция распределений квазаров и С. г.

С. г. являются ярчайшими элементами крупномасштабной структуры Вселенной. Изучение окрестностей Галактики показывает, что богатые С. г., какправило, расположены в узлах, в к-рых сходятся неск. цепочек и сверхскопленийгалактик. Менее богатые С. г. часто расположены цепочкой вдоль мощногосверхскопления галактик. Довольно часто С. г., подобно галактикам, собираютсяв небольшие группы из 2-3 членов. В неск. случаях наблюдается слияние двухС. г., сопровождаемое мощным рентг. излучением. Определённая на основенаблюдений корреляц. ф-ция распределения С. г.(r - расстояние между парами С. г., h - безразмерный параметр;см. Хаббла закон )по форме подобна корреляц. ф-ции галактик, ноотличается от неё значением корреляц. радиуса r _с, прибл. <в 5 раз превосходящего принятое значение корреляц. радиуса распределениягалактик. Отмечается зависимость значения r _с от класса богатстваи объёма выборки. Различие корреляц. радиусов распределения галактик иС. г. частично связано с сильным различием плотности их распределения впространстве. Подробное изучение и численное моделирование эффекта показывают, <что, вероятно, необходимо допустить и добавочное крупномасштабное (~ 50Мпк) скучивание вещества, к-рое трудно заметить при изучении распределениягалактик.

Модели образования структуры Вселенной, основанные на теории гравитационнойнеустойчивости, в общих чертах неплохо описывают образование С. г. <и их положение как элементов крупномасштабной структуры. Более подробноеизучение этого процесса методами численного моделирования затруднено из-забольшого объёма вычислений. Приближённое описание на базе теории особенностейградиентных отображений (см. Катастроф теория )и Бюргерса уравнения позволяет решить ряд проблем на качеств. уровне, но не даёт количеств. <описания.

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

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.