Богатое скопление

Cтраница 1

Богатые скопления не всегда являются сферическими, а тем из них, которые имеют меньшую массу, свойственна тенденция к более неправильной форме ( см., например, скопление в Павлине, изображенное на стр. [1]

Внутри богатых скоплений часто имеются малые подгруппы галактик. [2]

Модель блина. Распределение температуры ( а и плотности ( б в момент, когда в слое между ударными волнами находится половина характерной массы. по горизонтальной оси доля характерной массы. [3]

Некоторые богатые скопления действительно обнаруживают, как мы говорили, рентгеновскую светимость. [4]

Некоторые из богатых скоплений являются настолько неправильными, что их лучше представлять с двумя центрами. Эти центры часто выявляют при рентгеновских наблюдениях, а также на фотографиях в оптической области; таким образом, мы можем быть свидетелями процесса слияния двух скоплений. Примером является скопление А98 из каталога Эйбелла ( Beers et al, 1982); Оно состоит из двух групп диаметром около 0 7 Мпс каждая и дисперсией лучевых скоростей 1500 км / с. Эксперименты п Численному моделированию способствуют пониманию таких ситуаций, да - е если не дают единого результата. [5]

Оптическая светимость наиболее богатых скоплений с трудом поддается измерению, но наиболее типичные оценки заключены в пределах Z. Следовательно, оценки полной массы таких скоплений, использующие теорему вириала, приводят к величине отношения MVT / L между несколькими сотнями и тысячей. [6]

Распределение плотности в богатых скоплениях имеет одно любопытное свойство, которое, правда, еще не до конца подтверждено. В нескольких скоплениях, включая скопление в Волосах Вероники ( Dekel and Shaham, 1980), на уровне 2а наблюдается вторичный пик в проекции плотности числа галактик. Этот пик, по всей вероятности, приходится обычно приблизительно на половину характерного гравитационного радиуса R g 2GM / 3t2, rnevr - дисперсия лучевых скоростей. Если этот эффект действительно существует, он может быть следом тех условий, в которых происходило образование богатых скоплений. [7]

Аналогичные результаты получаются и для богатых скоплений, включающих сотни и тысячи членов. [8]

Как выяснено в последние годы, многие богатые скопления галактик содержат значительные количества горячего ионизованного газа, проявляющего себя в рентгеновском излучении. Масса такого газа в ряде скоплений сравнима с суммарной массой галактик. В противном случае скопления галактик нужно считать нестационарными, что, по-видимому, трудно согласовать с другими наблюдательными данными. Проблему скрытых масс мы обсудим в дальнейшем детальнее в гл. [9]

Поскольку для шаровых скоплений, галактик и богатых скоплений галактик / Уг 103, время их релаксации намного превышает динамическое время пересечения. Поэтому кумулятивный результат малых отклонений не слишком заметен на протяжении одного орбитального периода, хотя их вековой эффект на протяжении многих периодов может стать определяющим. Лишь в случае малых шаровых скоплений и плотных ядер галактик медленная релаксация становится значительной в космологических временных масштабах. [10]

Большое значение имеют и профили скоростей в богатых скоплениях, хотя наблюдать их труднее, чем профили плотности, и известно о них значительно меньше. Соответствующая профилю плотности теоретическая модель далеко не единственна, но распределение скоростей является достаточно хорошим критерием выбора между этими моделями. Возможно, эта тенденция свидетельствует об анизотропном распределении скоростей в центре скопления, обусловленном влиянием одной-двух массивных галактик или же начальными условиями, если релаксация системы после образования была медленной. [11]

В малых группах галактик наблюдаются некоторые из общих свойств богатых скоплений. Во многих группах также наблюдается большое расхождение между их вириальной и светящейся массой. Время пересечения меняется приблизительно от. Гс 2 - 109 лет расхождение наименьшее. [12]

А как известно, с участками повышенной трещиноватости пород нередко связаны богатые скопления УВ. [13]

Это означает, что нет никакого выделенного масштаба скучивания и что самые богатые скопления галактик просто соответствуют верхней границе скучивания вообще. Двухточечная корреляционная функция описывает наблюдаемое распределение по небесной сфере. [14]

В табл. 77.1 приведены результаты измерений дисперсии скоростей вдоль луча зрения для богатых скоплений. В тех случаях, когда была известна даже неточная поправка к а, с помощью которой учитывалось влияние соседних скоплений, в табл. 77.1 вносилась меньшая по величине оценка а. Эти данные показывают, что нет существенной корреляции между а и классом богатства скоплений. Это согласуется с тем, что не обнаружена зависимость ся от класса богатства. [15]

Страницы: 1 2 3 4