Астронет > Скопления галактик

Астронет: Р. А. Сюняев, "Физика Космоса", 1986 Скопления галактик
http://variable-stars.ru/db/msg/1201978

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 n_g 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, n_g0 - 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 N_g0 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 v_iR. 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 T_e, намного превышающую $m_p \sigma_v^2/6k$ (m_p - масса протона), в противном случае он практически не "чувствовал" бы гравитац. потенциала скопления и расширялся, истекая из него со скоростью звука a_зв=(10kT_e/3m_e)^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 $h\nu\approx 7$ кэВ - излучение водородо-
и гелиеподобных ионов железа в резонансных линиях
(отмечены короткими стрелками). б - спектр центральной
части скопления галактик в созвездии Девы. Видны линии
водородо- и гелиеподобных ионов серы, кремния и магния, а
также линии, соответствующие переходам в L-оболочке
различных ионов железа.

Горячий газ обладает высокой электронной теплопроводностью и в отсутствие хаотич. мелкомасштабного магн. поля должен быть изотермическим. Магн. поле с B ~ 10^-7 Гс и характерным масштабом порядка размера галактик может резко уменьшить электронную теплопроводность. Поэтому рассматриваются адиабатич. модели распределения газа в скоплении.

Время радиац. охлаждения газа превышает космологическое. Время охлаждения газа из-за комптонизации реликтового излучения при малых красных смещениях, z<5-8, также намного превышает космологическое (см. Комптоновское рассеяние). Радиац. охлаждение может быть заметным лишь в центральных областях С.г. Тщательные исследования центральных областей, богатых С.г., с орбитальной рентг. обсерватории им. Эйнштейна (США) выявили ряд С.г., где газ успевает охлаждаться за время меньше космологического и стекается к центру, формируя т.н. течение охлаждения. Охлаждающийся газ поступает в центральную доминирующую галактику в темпе до $100 {\mathfrak M}_\odot$ в год, подпитывая процесс звездообразования в ней и снабжая веществом ее ядро, что может приводить к усилению активности ядра.

Масса МГ составляет ок. 10% вириальной массы С.г., т.е. его обнаружение не привело к разрешению проблемы скрытой массы. Масса газа, вероятно, того же порядка, что и "видимая" масса, заключенная в галактиках. Этот факт позволяет многим астрофизикам считать, что газ образовался в результате потери массы галактиками.С другой стороны, МГ может быть догалактич. газом, разогретым ударной волной, образующейся при сжатии протоскопления галактик.

Хим. состав МГ в С.г. близок к солнечному (об этом свидетельстуют наблюдения рентг. линий железа) и сильно отличается от первичного (дозвездного). Модель горячей Вселенной предсказывает 25% обилия (по массе) гелия, 75% водорода и отсутствие более тяжелых элементов. Эти данные можно согласовать с моделью разогрева при сжатии протоскопления, лишь предполагая, что: а) газ был впоследствии обогащен тяжелыми элементами - продуктами нуклеосинтеза в звездах галактик; б) уже первые (догалактические) звезды обогатили первичное вещество тяжелыми элементами еще до образования С.г. До сих пор неясно, какое из предположений верно. В связи с вариантом а) отметим, что межзвездный газ может выметаться из галактик, движущихся со скоростями 1000 км/с, динамическим давлением МГ. Поэтому газ из планетарных туманностей, звездный ветер и т.д. непрерывно поступают в межгалактическую среду и обогащают ее тяжелыми элементами. В этом варианте надо предполагать, что масса вторичного вещества (истекшего из галактик) того же порядка, что и масса первичного, разогретого ударной волной.

Механизмов нагрева газа, попавшего в пространство между галактиками, много: диссипация энергии звуковых волн и ударных волн, возникающих при движении галактик, выбросы облаков релятивистских частиц из ядер галактик, потери энергии субкосмич. лучей (энергии меньше 1 ГэВ) и плазменных волн и т.п. Т.о., истечение газа из галактик на стадии, когда галактики в скоплении были молодыми и активными, и последующий или одновременный раогрев его вполне могут объяснить наблюдаемуя картину.

Нагрев МГ может обеспечиваться также ударными волнами, образующимися при взрывах сверхновых звезд в галактиках. В этом случае избыток поступающей энергии может приводить к повышению темп-ры газа и его расширению, потере массы в виде межгалактич. ветра. Ряд авторов, наоборот, рассматривают аккрецию скоплениями первичного вещества из межгалактич. среды. Этот вариант встречается с теми же трудностями, что и предположение а).

В принципе, в С.г.наряду с горячим может нахдится и более холодный (T ~ 10⁵-10⁶ К) газ. Имея то же давление, что и горячий газ, облака холодного газа должны иметь более высокую плотность и скорости порядка $\sigma_v$ . В противном случае они упали бы в центральную часть скопления.

3. Радиоизлучение скоплений

Интересную информацию о МГ в С.г. дали радиоанблюдения в метровом диапазоне длин волн. Они показали наличие в С.г. радиоисточников неправльной формы, обладающих компактной "головой" и длинным "хвостом". Эти данные легко интерпретируются, если предположить, что радиоисточник - облако релятивистских электронов, излучающих синхротронным механизмом в магн. поле (см. Синхротронное излучение), движется относительно МГ. Наличие скорости приводит к тому, что лобовое давление сжимает радиоисточник с одной стороны ("голова"), а уменьшение давления с другой стороны приводит к образованию протяженного "хвоста". В центральной части богатых С.г. часто находятся мощные радиогалактики, излучение к-рых особенно интенсивно в метровом диапазоне длин волн. В сантиметровом диапазоне излучение радиогалактик очень слабо. Здесь, однако, может проявить себя излучение компактных радиоисточников в ядрах галактик.

4. Взаимодействие микроволнового фонового излучения с горячим межгалактическим газом

Вселенную запоняет микроволновое фоновое излучение. В каждом кубич. сантиметре пространства нахдится ок. 500 фотонов. Это излучение имеет спектр, близкий к спектру излучения абсолютно черного тела с темп-рой $T_r\approx 3$ К. Микроволновой фон характеризуется высочайшей степенью изотропии во всех угловых масштабах, $\Delta T_r/T_r\le 10^{-3}$ . Именно это обстоятельство и позволяет искать рассматриваемые ниже отклонения интенсивности фона от среднего ее значения в направлениях на С.г.

Изменение яркости фона в направлении на скопление.
Как показали в 1972 г. Я.Б. Зельдович и Р.А. Сюняев, наличие горячего газа в С.г. изменяет интенсивность микроволнового фона в направлениях на С.г.: в сантиметровой области спектра она уменьшается, а в субмиллиметровой возрастает, превращая скопления в специфич. источники излучения. Остановимся на этом эффекте более подробно. С.г. из-за наличия в них горячего МГ можно рассматривать как облака высокотемпературной плазмы с заметной оптической толщей $\tau_T$ по томсоновскому рассеянию.

Рис. 5. Изменение спектра чернотельного излучения
с $T_r\ll T_e$ в результате однократного рассеяния
фотонов на максвелловских электронах.

Часть фотонов микроволнового фона, приходящих к нам из направления на С.г., испытывает в нем одно рассеяние на горячих электронах. Если бы рассеяние происходило без изменения частоты, оно не оставляло бы никаких следов на фоновом излучении вследствие высокой изотропии поля излучения, т.к. в результате рассеяния в данное направление попадает ровно столько же фотонов, сколько выбывает из него. В действительности , при рассеянии на горячих электронах из-за эффекта Доплера меняются частоты фотонов. Как показывает расчет, в результате рассеяния фотоны (c $h\nu\ll kT_e$ ) в среднем увеличивают свою энергию: $\Delta\nu/\nu=4kT_e/m_e c^2$ (см. Комптонизация). Из рис. 5 видно, как влияет однократное рассеяние на электронах на излучение с планковским спектром. Спектр "сдвигается" в сторону меньших длин волн. В рэлей-джинсовской области спектра ( $h\nu\ll kT_r$ ) интенсивность излучения и его Яркостная температура понижаются, а в виновской ( $h\nu\gg kT_r$ ) увеличиваются. Т.о., в направлении на скопление эффективная темп-ра реликтового излучения должна отличаться от средней. Наблюдаемый эффект, очевидно, пропорционален доле фотонов, испытавших рассеяние в облаке (т.е. оптической толще $\tau_T$ ).

Рис. 6. Спектр микроволнового излучения скоплений
галактик с горячим межгалактическим газом; $F_\nu=J_\nu-B_\nu$ ,
где $J_\nu$ - поток излучения в данном направлении, $B_\nu$ -
поток излучения абсолютно черного тела с T=2,7 К. Кривая
рассчитана для оптической толщи скопления $\tau_T=0,1$ . Спектр $B_\nu$
приведен в другом масштабе (штриховая кривая). При
$\lambda<1,5$ мм скопление представляет собой яркий источник,
а на более длинных волнах оно понижает яркость
микроволнового фона, что можно трактовать как появление
"отрицательного источника".

В рэлей-джинсовской области $\Delta T_r/T_r=-(2kT_e/m_e c^2)\tau_T$ и эффект не зависит от длины волны. В сантиметровом диапазоне длин волн в направлении на облако горячего газа должно наблюдаться понижение яркостной темп-рыреликтового излучения. Этот эффект наблюдался рядом радиоастрономов. Ситуация с понижением яркости излучения в направлении на С.г. несколько парадоксальна. Электроны "горячее" излучения. Если бы мы имели дело с поглощением и испускание излучения (а не с рассеянием), интенсивность в любой части спектра, в т.ч. и в рэлей-джинсовской, могла бы лишь увеличиваться.

В виновской области спектра интенсивность фона в направлениях на скопления взрастает, и они превращаются в мощные источники субмиллиметрового излучения. В этой области эффект сильно зависит от длины волны.

Даже при $\tau_T=1/20$ облако должно рассеивать неск. процентов излучения галактик, входящих в скопление, и проявить себя как диффузный источник излучения во всех спектр. диапазонах (в частности, в оптическом). Из-за эффекта Доплера в рассеянном свете должны отсутствовать узкие спектр. линии.Рассеянное излучение должно быть сильно поляризовано (степень поляризации от 1/3 до 2/3).

Скопления как источники субмиллиметрового излучения.
Изменение интенсивности микроволнового фона в направлении на скопление можно трактовать как наличие протяженного источника излучения, имеющего специфич. спектр. Этот спектр приведен на рис. 6. В субмиллиметровом диапазоне С.г. оказываются мощными источниками излучения, а в сантиметровом и миллиметровом диапазонах они проявляют себя как "отрицательные источники". Поток излучения из единицы телесного угла в направлении на С.г. не зависит от красного смещения z, от z зависят лишь угловые размеры С.г. и интегральный поток излучения. Светимости С.г. быстро нарастают с z [как (1+z)⁴]. С.г. должны проявлять себя при $z\approx 2-3$ как одни из самых мощных источников субмиллиметрового излучения во Вселенной, сравнимых с квазарами. Главные отличия - отсутствие переменности и большие угловые размеры, а также уникальность предсказываемого спектра.

5. Космологическое значение радио- и рентгеновских наблюдений скоплений галактик

Радионаблюдения изменения яркости фона в направлениях на С.г. доказывают космологич. природу микроволнового фона: поскольку эффект наблюдается на скоплении с красным смещением $z_0$ , то ясно, что фон возник при z > z₀. Эффект уже наблюдался на скоплении с z₀=0,54.

Измерение абсолютного размера скопления.
Проиллюстрируем возможность такого измерения на простейшем примере сферически-симметричного однородного изотермич. облака газа. Поверхностная яркость рентг. излучения облака в направлении на его центр равна:
$I_\nu=2AN_e^2 T_e^{-1/2}\exp{-h\nu/kT_e} R g(\nu, T_e)$ ,
где $A=5,44\cdot 10^{-39} \mbox{эрг}\cdot \mbox{см}^3\cdot \mbox{К}^{-1/2}/(\mbox{с}\cdot \mbox{Гц}\cdot \mbox{ср})$ ; R - радиус облака, g - фактор Гаунта, N_e - концентрация электронов. Понижение яркостной темп-ры фонового радиоизлучения в том же направлении равно:
$\Delta T_r/T_r ={-4kT_e\over{m_e c^2}} \sigma_T N_e R$ .
Из наблюдений на неск. частотах в рентг. диапазоне можно определить kT_e. В результате остаются два уравнения с двумя неизвестными, N_e и R. Зная $I_\nu$ и $\Delta T_r/T_r$ , можно найти R - размер реального С.г. Детальные рентг. наблюдения и радионаблюдения С.г. позволяют однозначно определить закон распределения N_e(r), T_e(r) и эффективный линейный размер R (на дааном угловом расстоянии от центра). Единственным условием явл. требование сферич. симметрии скопления. Знание R дает возможность рассматривать каждое скопление как "стержень" известной длины, столь необходимый для космологии. Зная размер облака, плотность газа и его темп-ру T_e, нетрудно рассчитать и рентг. светимость скопления. В результате каждое из скоплений становится "свечой" с известной светимостью.

Возможность определения постоянной Хаббла.
Зная линейный размер скопления R и его угловой размер $\theta$ , можно определить расстояние до скопления $D=R/\theta$ . Зная расстояние и измеряя красное смещение линий в спектрах галактик скопления (т.е. скорость удаления скопления $v_{0R}=cz=c\Delta\lambda/\lambda$ ), можно определить постоянную Хаббла: H₀= v_0R /D.

Возможность определения пекулярных скоростей скоплений.

Рис. 7. Зависимость спектра излучения
скопления галактик от его пекулярной
лучевой скорости V (км/с).

Микроволновое фоновое излучение может играть роль "нового эфира". Действительно, оно изотропно лишь в одной системе координат. Такая система существует в каждой точке Вселенной. Скорость движения тела относительно этой системы координат наз. пекулярной скоростью. Спектр миллиметрового и субмиллиметрового излучения скопления (возникающего из-за взаимодействия электронов МГ с фоновым излучением) зависит от пекулярной скорости скопления (рис. 7). Т.о., имеется возможность привязки всех богатых С.г. к системе координат, связанной с фоновым излучением. Наблюдения показывают, что С.г. А 2218 с z=0,17, в силу расширения Вселенной, удаляется от нас со скоростью 51000 км/с. В то же время его пекулярная скорость не превышает 5000 км/с, т.е. скопление практически покоится относительно системы координат, в к-рой излучение изотропно.

Лит.:
Зельдович Я.Б., Сюняев Р.А., Межгалактический газ в скоплениях галактик, микроволновое фоновое излучение и космология, в кн.: Астрофизика и космическая физика, М., 1982; Bahcall N.A., Clusters of galaxies, "Annual review of Astronomy and Astrophysics", 1977, v. 15, p. 505.

(Р.А. Сюняев)

Р. А. Сюняев, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru