Cтраница 3
Конечно, использование автокорреляционной функции - не единственный метод. Он не применим для анализа таких редких чрезвычайно больших флуктуации, как скопления Эйбелла, поскольку корреляционная функция не очень чувствительна к ним: необходимо найти более мощную меру. Например, чтобы проверить, существует ли скучивание богатых скоплений, Эйбелл [2] изучал распределение подсчетов N скоплений, обнаруженных в площадках определенных угловых размеров. Если бы скопления располагались случайно, то N подчинялось бы распределению Пуассона. [31]
Сейчас появились сильные свидетельства того, что скучивание галактик происходит в еще больших масштабах. Статистический анализ показал, что существуют значительные неоднородности в распределении галактик с характерными размерами порядка 30 - 50 Мпс. Эти гигантские образования, содержащие в среднем два богатых скопления галактик, называются сверхскоплениями галактик. [32]
Наблюдения пока не могут исключить присутствия значительного количества газа с Т между 106 - 107 К в так называемых группах галактик Вокулера. Для проверки этого нужны наблюдения в мягком рентгеновском диапазоне. Напомним, что наличие или отсутствие этого газа не имеет никакого отношения к проблеме стабильности богатых скоплений. [33]
Простейшими примерами гравитационного рогаточного выброса могут служить двойная звезда, рассеивающая одиночную, а также распад первоначально связанной системы трех тел. При этом в результате эффекта отдачи как двойная звезда, так и одиночное тело могут покинуть систему. Они играют также важную роль в обычных звездных скоплениях с N S I02 и в самом центре более богатых скоплений. [34]
Поскольку мы вольны допустить, что частицы проходят в Галактике небольшой путь, можно предположить, что расщепление ядер в основнрм происходит в самих источниках. Одну возможность следует проверить, а именно, не могли ли реакции расщепления в межгалактической среде существенно изменить химический состав космических лучей. За исключением богатых скоплений галактик, прямых указаний на существование межгалактического газа нет, Описанные в гл. [35]
Это подтверждается также малостью отклонений от закона Хаббла для объектов на больших расстояниях п изотропным распределением удаленных радиоисточнпкоя по небу. Ота структура состоит из групп и скоплений галактик, образующих вытянутые нити - фила-менты, к-рыс пересекаются между собой и создают связную трехмерную сетку. В местах пересечения филамен-ток, как правило, располагаются богатые скопления галактик. Между филаментами находятся дыры - области, в к-рых практически пет нормальных галактик. Существование ячеисто-сетчатой структуры удается объяснить ( пока в качественном виде) в рамках фридмаповской модели В. [36]
Элювиальные отложения встречаются на большом количестве пегматитов или вблизи них по всей площади Раджастхана. Обычные агенты денудации выносят кварц в виде мелкого песка или в растворе и полевой шпат в виде глины, а также вымывают большое количество тончайшей слюды. Вероятно, берилл является гораздо более устойчивым по отношению к выветриванию, чем минералы, связанные с ним, и, следовательно, концентрируется на поверхности пегматитов. В результате земляных работ вокруг пегматитов многие жители, открыли богатые скопления свободных кристаллов берилла. Хотя количество элювиального берилла в каждом месторождении редко превышает несколько тонн, однако очень распространенные разработки таких отложений позволили добыть несколько сот тонн берилла. [37]
В диффузных излучающих областях этот механизм наиболее важен в радио - и рентгеновском диапазонах. Сильными источниками тормозного радиоизлучения являются диффузные области ионизованного водорода с температурой Т 10 К. На сверхнизких радиочастотах важную роль играет тепловое тормозное поглощение диффузного межзвездного газа. В рентгеновском диапазоне наблюдается тормозное излучение остатков сверхновых, а также диффузного межгалактического газа в богатых скоплениях галактик. [38]
Полную массу скопления, как уже было показано, можно оценить с помощью теоремы вириала, или используя светимости отдельных галактик. Существует также третий метод, который может быть применен к некоторым богатым скоплениям. Вокруг этих богатых скоплений движутся меньшие группы. Тот факт, что эти группы не были приливно разрушены, дает верхнее ограничение на массу богатого скопления, которое зависит от предположений относительно орбит этих групп. Например, малые группы, движущиеся вокруг скопления в Волосах Вероники ( Hariwick. Mg, если только приливное ограничение налагается при современном положении этих групп. Однако если группы движутся прочь от скопления, а приливное ограничение налагается при расстоянии ближайшего происхождения - на краю скопления, то масса уменьшается до MComa5 - 1015 MQ. Интервал, в который попадают эти независимые оценки, возможно дает лучшее представление о характерной ошибке, чем формальная погрешность, выведенная в каждом отдельном случае. [39]
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. [40]
Что подразумевается под размером Вселенной. Это просто расстояние, на котором скорость удаления галактик достигает скорости света v с / / ( /; г C / HQ 5000 Мпс. На таких больших расстояниях значительно удобнее указывать время, когда галактика излучила свет, чем расстояние до нее. Таким образом, наблюдая галактику, удаляющуюся со скоростью, сравнимой со скоростью света, мы видим ее в то время, когда Вселенная была значительно моложе, чем теперь. Естественнее всего рассматривать этот размер по отношению, скажем, к характерному расстоянию между богатыми скоплениями, которое составляет порядка 100 Мпс. В этих единицах наблюдаемая Вселенная оказывается совсем не такой уж большой. [41]
Чтобы убедиться в неоднородности распределения материи, нам следует лишь оглянуться вокруг. Мы сами в основном состоим из воды, и наша плотность сравнима с плотностью нашей планеты, последняя же немного больше средней плотности Солнца. Эти величины примерно в 1023 раз больше, чем усредненное значение плотности в окрестностях Солнца, которое типично для средней плотности внутри крупных галактик. В свою очередь средняя плотность внутри таких галактик примерно в 1000 раз больше, чем внутри богатых скоплений галактик. Если взять среднее по областям пространства, содержащим много богатых скоплений, то плотность упадет еще в 1000 раз. Хотя массы и радиусы, которые астрономы получают для больших систем, часто могут отличаться от истинных по крайней мере вдвое, огромный диапазон этих логарифмических масштабов делает разброс плотностей очевидным. Основной результат ясен: средняя плотность вещества падает с возрастанием объема. [42]
Во-первых, можно рассмотреть, как действие гравитации сопровождается другими эффектами, например давлением жидкости, которое вместе с тяготением дает характерные величины, подобные длине Джинса. Это направление рассматривается ниже, в следующем пункте. Во-вторых, можно было бы привести доводы ( в силу необходимости) в пользу того, что поиск характерных значений является лишь частью проблемы, причем, вероятно, даже не главной. Если фундаментальная теория дает длину - 10 кпс, отвечающую номинальным размерам больших галактик, то нужно еще объяснить тесные группы галактик диаметром, вероятно, 100 h - l кпс, плотные области богатых скоплений, размер которых - 1 / i - Мпс, и наблюдаемую картину скучивания, которая продолжается на масштабах, больших этого значения, по крайней мере до 40 / i - Мпс. Если бы теория предсказывала экспоненциальный рост бр / р со временем, то у нас было бы характерное время, но проблема, вероятно, опять оказывается более глубокой, чем просто определение характерного времени. Большие галактики обычно старые, поэтому хотя среди них, быть может, есть молодые объекты, эпоха образования галактик, вероятно, в значительной степени уже позади. С другой стороны, возмущение плотности в каком-либо сверхскоплении, состоящем из скоплений Эйбелла, не очень велико. Поэтому если Вселенная действительно расширяется и эволюционирует, то только совсем недавно эти системы могли всего лишь начать сжатие. [43]
Скучивание галактик в скопления происходит повсеместно во Вселенной, его диапазон от двойных систем до очень богатых скоплений, насчитывающих более тысячи членов. Оно находится на расстоянии 133 Мпс. Хотя диаметр его ядра меньше 1 Мпс, составляющие его галактики занимают довольно большую область. Согласно наблюдениям, радиус скопления может достигать 15 Мпс и даже больше. Практически это радиальное распределение должно быть таким, как в самогравитирующей изотермической газовой сфере. Такие богатые скопления очень редки, но, поскольку они насчитывают много членов, к ним принадлежит значительная доля всех галактик. [44]
Чтобы убедиться в неоднородности распределения материи, нам следует лишь оглянуться вокруг. Мы сами в основном состоим из воды, и наша плотность сравнима с плотностью нашей планеты, последняя же немного больше средней плотности Солнца. Эти величины примерно в 1023 раз больше, чем усредненное значение плотности в окрестностях Солнца, которое типично для средней плотности внутри крупных галактик. В свою очередь средняя плотность внутри таких галактик примерно в 1000 раз больше, чем внутри богатых скоплений галактик. Если взять среднее по областям пространства, содержащим много богатых скоплений, то плотность упадет еще в 1000 раз. Хотя массы и радиусы, которые астрономы получают для больших систем, часто могут отличаться от истинных по крайней мере вдвое, огромный диапазон этих логарифмических масштабов делает разброс плотностей очевидным. Основной результат ясен: средняя плотность вещества падает с возрастанием объема. [45]