Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/clust.txt Дата изменения: Tue Jul 28 18:24:11 1998 Дата индексирования: Sat Dec 22 04:42:43 2007 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п

СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК.

В самых больших масштабах вещество во Вселенной распределено
равномерно, но в меньших масштабах существуют большие
неоднородности. Звезды могут образовывать двойные системы,
входить в число скоплений или ассоциаций. Крупнейшим
объединением звезд является галактика. Но и сами галактики
редко встречаются по одиночке. Из числа ярких галактик более
90% входит или в число групп галактик, содержащих лишь
несколько ярких членов, как, например, Местная группа, или в
число скоплений галактик, содержащих от нескольких сотен до
нескольких тысяч членов.

Скопления галактик подобно звездным скоплениям делятся на два
типа: регулярные (похожие на шаровые скопления) и
иррегулярные (похожие на рассеянные звездные скопления). В
регулярных скоплениях много эллиптических галактик и галактик
типа S0 и почти нет спиральных и неправильных галактик. В
центре обычно находятся одна или несколько гигантских сD
галактик, обладающих активными ядрами (см. гл. "Активные
ядра галактик"). Эти галактики имеют сильное радиоизлучение,
поэтому и сами регулярные скопления обычно сильно
излучают в радиодиапазоне. Регулярные скопления имеют
практически сферическую форму и сильно концентрированы к
центру. Хорошим примером таких объектов служит одно из
ближайших к нам скопление в созвездии Волосы
Вероники. Это регулярное скопление располагается на
расстоянии 125 Мпк (примерно 400 млн. св. лет) от нашей
Галактики. В его центре находится гигантская cD-галактика
NGC 4889.

Примером иррегулярного скопления галактик является ближайшее
к нам скопление в Деве. Местная группа галактик, в которую
входит и наша звездная система, расположена на окраине этого
скопления, центр которого лежит в 20 Мпк от нас.

В скоплениях этого типа много спиральных галактик. Например,
М100 и М61 - прекрасные образцы спиральных галактик в
скоплении Девы.

Иррегулярные скопления содержат мало cD и S0 галактик. Это
объясняется тем, что в скоплениях этого типа происходит мало
столкновений галактик, в результате которых и рождаются
гигантские галактики. В регулярных ситуация иная. Центральные
галактики этих скоплений, содержащие до 10% массы всего
скопления, образовались в результате "поедания" мелких
галактик более крупной. Это явление получило название
галактического каннибализма.

Т.к. в иррегулярных скоплениях мало cD и S0 галактик, то и
активность в них развита не так сильно. Всего около 25% из
них являются мощными радиоисточниками и лишь 10% излучает в
рентгеновском диапазоне.

При исследовании скоплений галактик в рентгеновском диапазоне
с помощью приборов спутников "Ухуру" и "Ариэль" было сделано
важное открытие: был открыт горячий межгалактический газ.
Любое нагретое тело излучает электро-магнитные волны, и чем
больше температура тела, тем меньше длина волны, на
которой к нам приходит наибольшее количество энергии этого
излучения.

Газ в скоплениях имеет температуру более десяти миллионов
градусов и излучает преимущественно в рентгеновском
диапазоне. Концентрация газа мала, n=10^-3 см^-3 (1 атом
водорода на 1 литр), но общий объем огромен, поэтому
масса газа примерно равна массе всего видимого вещества
скопления.

Охлаждаясь, газ может течь к центру скопления и стимулировать
ядерную активность центральной галактики. С газом связано
несколько нетривиальных проблем. Дело в том, что он имеет
нормальный (солнечный) химический состав. Т.е. все это
вещество уже побывало в термоядерной звездной печке и
обогатилось тяжелыми элементами. Т.о. нужно понять каким
образом этот газ попал в межгалактическое пространство.

Другой вопрос связан с проблемой скрытой массы. Как мы уже
сказали, газ имеет чрезвычайно высокую температуру, поэтому,
чтобы он не разлетелся, не покинул скопление, его должна
удерживать какая-то большая сила. Это конечно же сила
тяготения. Но если она столь велика, то велика и масса ее
создающая, т.е. масса скопления. Оценки массы светящегося
вещества показывают, что его гравитационное поле не сможет
удержать столь горячий газ. Более того, видимой массы не
хватает даже для объяснения устойчивости скопления. Скорости
галактик в скоплении столь велики, что если нет скрытой
массы, то они просто разлетятся в разные стороны. Т.о. в
скоплениях должна существовать некоторая скрытая масса,
особенно в регулярных скоплениях (подробнее см. гл. "Скрытая
масса").

Проблема скрытой массы имеет огромное значение для космологии.
Изучение скоплений галактик вообще тесно переплетено с
космологическими проблемами. Особую роль в этом играет то,
что скопления (а их сейчас известно около 10 000) объединены
в более крупные структуры - сверхскопления, формируя т.о.
крупномасштабную структуру Вселенной. Об этом речь в
следующей главе.