Типология скоплений галактик по богатству
Скопления галактик, являясь крупнейшими гравитационно связанными структурами во Вселенной, демонстрируют значительное разнообразие по числу входящих в них галактик, массе, составу, плотности, температуре межгалактической среды и ряду других параметров. Одним из ключевых классификационных признаков является богатство скопления, определяемое числом галактик, входящих в него, или суммарной светимостью и массой.
Традиционная классификация скоплений по богатству базируется на визуальных наблюдениях и статистическом учёте числа галактик, превышающих определённый порог яркости и находящихся в пределах фиксированного радиуса. Например, в системе Абелла (Abell, 1958), скопления делятся на богатые и бедные в зависимости от количества галактик с величиной от ярчайшей до двух величин слабее (т.е. в диапазоне m₃ до m₃+2), находящихся в пределах проецированного радиуса 1,5 Mpc.
Кроме визуального метода используются спектроскопические, фотометрические и рентгеновские критерии, позволяющие уточнить структуру, глубину и истинную численность компонентов.
Богатые скопления демонстрируют развитую иерархическую структуру, часто имеющую центральную доминантную галактику — гигантскую эллиптическую (cD) или Brightest Cluster Galaxy (BCG), поглотившую множество меньших спутников. Такие скопления могут быть симметричными (регулярными), указывая на динамическую зрелость, либо несимметричными (иррегулярными), если находятся в процессе слияния.
Бедные скопления, в отличие от них, часто характеризуются малой концентрацией галактик и отсутствием центрального ядра. Они могут быть вытянутыми, филаментоподобными или даже роящимися группами без четкой динамической структуры.
Общая масса скопления, включающая как видимое (барионное), так и тёмное вещество, резко возрастает с богатством:
Большая часть массы, независимо от богатства, приходится на тёмную материю (~85%), далее следует горячий межгалактический газ (~12–14%), наблюдаемый в рентгеновском диапазоне, и только незначительная часть (~1–2%) принадлежит звёздному веществу в галактиках.
Богатые скопления содержат массивный компонент из горячего газа с температурой порядка 10⁷–10⁸ K, излучающего в рентгеновском диапазоне за счёт теплового тормозного излучения. Интенсивность этого излучения растёт с массой и плотностью газа, поэтому богатые скопления — одни из самых ярких рентгеновских источников внегалактической природы.
В бедных скоплениях рентгеновское излучение либо отсутствует, либо предельно слабое, указывая на недостаточную массу для удержания горячего газа. Это затрудняет их обнаружение вне оптического диапазона.
Богатые скопления являются в целом динамически зрелыми системами, находящимися в состоянии квазирелятивистского гравитационного равновесия. Их члены демонстрируют распределение скоростей, хорошо описываемое гауссовым профилем с дисперсией порядка 800–1400 км/с.
Бедные скопления и группы галактик часто находятся в фазе формирования или разрушения. Их динамика может быть неустойчивой, а наблюдаемая дисперсия скоростей ниже — 100–500 км/с. Многие из них являются временными ассоциациями, обречёнными на распад или слияние с более крупными структурами.
Богатые скопления создают заметные эффекты гравитационного линзирования — как слабого, так и сильного, включая арки и кольца Эйнштейна. Это связано с их массивным гравитационным потенциалом. Бедные скопления реже демонстрируют такие эффекты, и линзирование в них чаще регистрируется только по статистическим признакам.
В богатых скоплениях наблюдается выраженный эффект Сюняева–Зельдовича (Compton-y эффект) — рассеяние фотонов реликтового излучения горячими электронами межгалактического газа, вызывающее искажение спектра микроволнового фона. Этот эффект позволяет оценивать массу скоплений независимо от расстояния. В бедных группах он практически не обнаруживается из-за низкой плотности и температуры газа.
В бедных скоплениях наблюдаются благоприятные условия для слияний галактик, так как относительные скорости их движения ниже, а плотность выше по сравнению с одиночными полями. Это приводит к формированию эллиптических и линзообразных объектов.
В богатых скоплениях, наоборот, высокие скорости движения галактик снижают вероятность слияний, однако здесь эффективны процессы, такие как стриппинг (удаление газа) и гамма-индукция морфологии, приводящие к изменению формы и звездообразовательной активности.
Богатые скопления представляют собой полезные космологические индикаторы. Их пространственное распределение, масс-функция и эволюция численности чувствительны к параметрам космологической модели, таким как плотность материи Ωₘ и нормировка спектра σ₈.
Бедные группы, несмотря на меньшую массу, более многочисленны и являются строительными блоками и предшественниками богатых скоплений в иерархической модели роста структуры.
| Тип скопления | Число галактик | Масса (M☉) | Рентгеновская светимость | Дисперсия скоростей |
|---|---|---|---|---|
| Бедные | 3–50 | ~10¹³–10¹⁴ | Низкая/отсутствует | 100–500 км/с |
| Переходные | 50–100 | ~10¹⁴–10¹⁴.⁵ | Средняя | 500–800 км/с |
| Богатые | >100 | ~10¹⁵ | Высокая | 800–1400 км/с |
Разделение скоплений на богатые и бедные — не просто формальная классификация, но инструмент, раскрывающий эволюционные пути галактик, поведение тёмной материи и крупномасштабную структуру Вселенной. Современные наблюдательные методы, включая глубокие обзоры в рентгеновском, инфракрасном и СВЧ-диапазонах, позволяют всё точнее различать эти классы и исследовать переходные формы между ними.