Строение Метагалактики, скопления

Отдельные галактики часто объединены в пары сравни­мых друг с другом систем или состоят из одной большой галактики и одного или даже нескольких спутников с меньшими светимостью, размерами и массами.

Можно заметить и немногочисленные группы галак­тик. Некоторые из них, чаще часть их членов,— лишь случайные проекции галактик, расположенных ближе или дальше. Наиболее тесными парами и группами с члена­ми, безусловно связанными друг с другом физически, яв­ляются взаимодействующие системы — гнезда и цепочки систем.

Наконец, существуют скопления галактик как бедные и рассеянные, так и богатые, концентрирующиеся к цен­тру скопления сотен и многих тысяч галактик.

Много усилий прилагается к попыткам обнаружить скопления галактик — системы, которые стали бы едини­цами высшего порядка в качестве “кирпичей” Метагалак­тики. Реальное существование их пока не доказано

В скоплениях сильно преобладают эллиптические Е и линзовидные галактики S0, а в общем поле между ни­ми многочисленны спирали.

Двойные галактики. Хольмберг в Швеции составил каталог двойных и кратных галактик в количестве около 8007, но, к сожалению, современным требованиям он не удовлетворяет. Во всяком случае, гипотезу Хольмберга, что двойные галактики возникают в результате грави­тационного захвата, надо оставить. По современным представлениям пары, группы и скопления галактик, как та­ковые, возникали на ранних стадиях их образования.

И. Д. Караченцев ввел понятие об изолированных галактиках, видимое расстояние между которыми в пять или более раз меньше расстоя­ния до другой ближайшей галактики, и составил каталог 603 пар.

Надо заметить, что в любом каталоге таких галактик нет сведений о расстоянии от нас до каждой компоненты, и потому нет уверенности в реальной близости их компо­нент друг к другу. Поэтому И. Д. Караченцев и другие астрономы упорно работаюли над определением красного смещения компонент. Из них они находят и разности скоростей компонент, помогающие оценить мас­су систем и отношение у них массы к светимости.

Масса пары галактик пропорциональна квадрату раз­ности их скоростей (предполагается, что их движение орбитально) и расстоянию между компонентами. Но мы не знаем наклона к лучу зрения орбиты и длины линии, соединяющей компоненты, и поэтому пользуемся средни­ми, вероятнейшими их величинами. Пейдж в США, полу­чивший скорости многих пар, показал, что массы, опре­деленные этим методом, на порядок больше масс, которые могли бы быть найдены из изучения вращения галактик или дисперсии скоростей в них. Более точные измерения скоростей в САО на 6-метровом телескопе это различие в определении масс устраняют. Половина “изолированных пар” состоит из взаимодействующих галактик. По Уайту типичный орбитальный период в парах составляет 200 • 10⁶ лет, а типичное расстояние между ними около 40 кпс. До 15% всех галактик входит в пары, но пока еще трудно уточнить процент оптических пар вследствие случайной проекции. Эксперименты И.Д. Караченцева и А. Л. Щербановского с использованием ЭВМ показали, что оптических пар только около 10%, но число это за­висит от условий определения понятия двойственности.

Группы. Хольмберг выделял из поля тройные и крат­ные галактики. Как ни определять их, число объектов быстро убывает с переходом ко все большей кратности. С другой стороны, выделяют группы галактик; например, Вокулер дал список 54 групп и их членов. Но эти весьма обширные группы содержат до десятков членов, перехо­дя, вероятно, в бедные скопления, бедные скопления пе­реходят в богатые, состоящие из сотен, а может быть, десятков тысяч членов. Почти ни для одной группы, даже малочисленной, нет сведений о лучевой скорости каждо­го члена. Из нескольких данных часто можно сделать заключение, что, применив теорему о вириале, мы полу­чим положительную энергию, указывающую на неустой­чивость группы. В. А. Амбарцумян трактует это как признак молодости таких групп и считает их мо­лодыми.

Другие астрономы не согласны с ним и полагают, что все группы должны быть устойчивы, а это требует при данных скоростях членов большей массы; поэтому и го­ворят о “скрытой массе”. Группы Вокулера содержат в некоторой неизвестной мере галактики, лишь проектирующиеся на группу. Я. Э. Эйнасто считает, что у гигант­ских галактик есть громадное гало (как у М 87) и они-то и представляют “скрытую массу”. Однако, чем больше членов в системе, тем больше должна быть “скрытая масса”, так что вклад корон был бы совершенно недоста­точным, но в распространенность корон астрономы не верят, и в общем проблемы устойчивости групп и суще­ствования “скрытых масс” еще не решены.

Самыми бесспорными и наиболее интересными груп­пами являются гнезда взаимодействующих галактик; сре­ди последних к наименее тесным относится Квинтет Сте­фана из пяти галактик. Но и в нем, как в цепочке VV 172 и некоторых других, есть член с аномальным красным смещением. Арп предполагает, что такие группы выбро­шены из больших галактик.

Скопления галактик. Ближайшее к нам скопление галактик, скорее, облако их, включающее много больших и ярких спиралей, содержащих газ и пыль, отстоит на нас на 12 Мпс и находится в скоплении Девы. Подобное же близкое облако находится в Большой Медведице. Каждое из них содержит сотни галактик. Но больший интерес представляют богатые шаровые скопления галактик, кон­центрирующиеся к своему центру. Ближайшее из них — в Волосах Вероники, отстоящее от нас на 70 Мпс, содер­жит за единичными исключениями эллиптические Е и линзовидные галактики S0, в которых газа или совсем нет или мало. Число галактик в скоплениях такого “пра­вильного” типа устанавливается лишь до какой-либо предельной видимой звездной величины. Ярчайшие члены правильных скоплений являются гигантскими галактика­ми и неизменность этих величин использу­ется для оценки расстояния до очень далеких скоплений, определение красного смещения которых невозможно по техническим причинам. Цвикки регистрировал скопления с числом видимых членов не менее 50. В больших, кон­центрированных скоплениях, ближайших к нам, насчи­тывается более 10000 членов. Установление принадлеж­ности к скоплению отдельных членов по красному смеще­нию при большом числе членов представляет чрезвычайные трудности. Подсчеты членов скопления в функции расстояния от центра делают, вычитая из плотности га­лактик скопления плотность галактик фона неба побли­зости. Так, установлено, что в богатых правильных скоп­лениях ход числовой плотности на площади сходен с хо­дом числа частиц в изотермическом газовом шаре в функции расстояния от центра.

Беря же более широкие окрестности, Л. С. Шаров показал наличие в скоплениях галактик плотного ядра и обширной короны; кроме того, наблюдается сегрегация некоторых типов галактик, например сильнее концентри­рующихся к центру. Наибольшее число красных смеще­ний (около 50) измерено в скоплении Кома. В таких случаях по дисперсии скоростей членов можно оценить массу; ее можно оценить также по функции светимости галактик в скоплении, нормализуя ее и зная связь све­тимости с массой для эллиптических галактик. Массы богатых скоплений составляют 10¹⁴ масс Солнца (и больше).

Неожиданное компактное скопление открыла Р. К. Шахбазян. Оно оказалось состоящим из дюжины компактных галактик. Расстояние до него равно 700 Мне, а размер — всего 350Х180 кпс. Дисперсия лучевых скоростей в нем необъяснимо мала: 62 км/с. Шахбазян и Петросян от­крыли затем в Бюракане еще десятки подобных по виду скоплений, но они еще не исследованы.

Очень трудно выделить в скоплениях карликовые чле­ны, в частности, рассеянные бедные сфероидальные га­лактики типа Печи и Скульптора, так как последние плохо видны из-за малой поверхностной яркости, а другие трудно отличить от галактик далекого фона. Каталог таких галактик типа Скульптора составила и исследовала В. Е. Караченцова.

Длительные поиски привели к заключению, что лишь в немногих скоплениях имеется крайне слабое общее свечение, создаваемое, вероятно, карликовыми галакти­ками. С другой стороны, в них рассеяно небольшое коли­чество пыли, заметно поглощающей свет.

Нейтральный водород в скоплениях не обнаружен, но есть радиоизлучение, идущее от существующего по гипо­тезе Б.В. Комберга горячего газа в коронах гигантских членов скопления. Было найдено в скоплениях и рент­геновское излучение, особенно сильное от радиогалактики NGC 1275 в скоплении Персея. Эйбелл на Паломарском атласе неба нашел 2712 очень богатых скоплений, а Цвикки по тому же материалу выявил и оконтурил десятки тысяч скоплений с числом членов не менее 50 и кратко классифицировал их.

Эти данные служат материалом для огромного числа попыток обнаружить скопления скоплений, иначе сверх­скопления. Некоторые авторы их не усматривают, другие считают, что нашли, третьи полагают, что сами определе­ния этого понятия различны. Те, кто считает, что сверх­скопления найдены, находят в их составе всего три — четыре скопления, что следовало бы называть лишь кратной галактикой, в ранг же скоплений зачисляют си­стемы, содержащие хотя бы десятки звезд. Поэтому автор считает, что пока еще скопления скоплений не обнару­жены, хоть могут существовать. Его мнение разделяет, по-видимому, и Эйбелл, ранее выделявший такие сверх-скоплеиия. Статистические методы, применяемые в этих поисках, вынуждены опираться на каталог Цвикки, даю­щий контур скопления. Границы даже простых скоплении определены очень ненадежно. Б. И. Фесенко считает, что при таких работах сильное искажение вносит неучиты­ваемое влияние клочковатости межгалактического погло­щения света в пашей Галактике. Ему также кажется сомнительным утверждение Вокулера, что ближайшие к нам облака и группы скоплений (ближе 5 Мпс) образуют уплощенное сверхскоплепие с центром в скоплении Девы.