Куля (скупчення галактик)

Скупчення галактик Куля (англ. Bullet Cluster, 1E 0657-558) складається з двох скупчень галактик, що стикаються. Точніше, назва скупчення галактик Куля стосується меншого підскучення, яке віддаляється від більшого. Два підскупчення розташовані на радіальній відстані взаємного віддалення у 1,141 гігапарсек (3,7 мільярда світлових років)[2].

Скупчення галактик Куля
Рентгенівське фото телескопом Чандра. Час експозиції - 140 годин. Шкала показана у мегапарсеках. Червоний зсув (z) = 0,3, тобто його світло має довжини витягнуті з фактором 1,3.
Дані спостереження (Епоха J2000.0)
Сузір'я Кіль
Пряме піднесення 06г 58х 37.9с
Схилення -55° 57′ 0″
Кількість галактик ~40
Червоний зсув 0.296[1]
Відстань
(спільного віддалення)		 1,141 Гпк (3,7 млрд св.років).[2]
Температура міжгалактичного середовища скупчення 17,4 ± 2,5 кеВ
Рентгенівська світність 1,4 ± 0,3 × 1046 h50−2 ерг/с (болометрична).[1]
Рентгенівський потік енергії 5,6 ± 0,6 × 10−12 ерг/см2/с (0,1–2,4 кеВ).[1]
Інші назви
1E 0657-56, 1E 0657-558
Див.також: група галактик, скупчення галактик, список груп та скупчень галактик

Вважається, що дослідження гравітаційного лінзування скупчення Куля надали на поточний час найкращий доказ існування темної матерії.[3][4]

Спостереження інших зіткнень між скупченнями галактик, таких як MACS J0025.4-1222, аналогічно вважаються такими, що підтримують існування темної матерії.

Огляд

Основні компоненти пари скупчень —зорі, газ та гіпотетична темна матерія — поводять себе по-різному під час зіткнення, що дозволяє вивчати їх окремо. Зорі галактик, що спостерігаються у видимому світлі, не сильно постраждали від зіткнення, і більшість з них пройшли навиліт, гравітаційно сповільнені, але не змінені. Гарячий газ із двох скупчень, які зіткнулися, видимий у рентгенівських променях, становить більшу частину баріонної, тобто звичайної, матерії у парі скупчень. Гази взаємодіють електромагнітно, що викликає набагато більше уповільнення газів з обох скупчень, ніж їх зір. Третій компонент, темна матерія, була виявлена опосередковано в результаті гравітаційного лінзування об'єктів на задньому плані від скупчень. Згідно з теоріями без залучення темної матерії, таких як модифікована ньютонівська динаміка (МОНД), лінзування мало б слідувати за баріонною матерією, тобто, рентгенівським газом. Однак лінзування найсильніше у двох роз'єднаних регіонах поруч (можливо збігається) з видимими галактиками. Це підтримує гіпотезу про те, що більша частина маси у парі скупчень зосереджена у двох областях темної матерії, яка пройшла газові регіони під час зіткнення. Це узгоджується з передбаченнями, що темна матерія слабко взаємодіє інакше, ніж через силу гравітації.

Підскупчення Куля є одним із найбільш гарячих відомих скупчень галактик. Воно надає спостережувані обмеження для космологічних моделей, які можуть відрізнятися при температурах вище їх критичних температур, передбачених для скупчень. При спостереженні з Землі, підскупчення пройшло через центр скупчення 150 мільйонів років тому, створивши «вигнуту ударну хвилю з правого боку скупчення», яка утворилась, коли  «газ меншого скупчення температурою 70 мільйонів градусів Цельсія «проорав» через газ більшого скупчення температурою 100 мільйонів градусів зі швидкістю близько 6 мільйонів кілометрів на годину».[5][6][7] Викид енергії еквівалентний 10 типовим квазарам[1].

Значення для теорій темної матерії

Скупчення Куля надає кращий сучасний доказ для природи темної матерії[4][8] і дає «свідчення проти деяких популярних версій модифікованої ньютонівської динаміки (МОНД)» при застосуванні до великих скупчень галактик.[9] При статистичній значущості у 8σ було встановлено, що просторове зміщення центру загальної маси від центру вершин баріонної маси не може бути пояснене лише зміною закону гравітаційної сили.[10]

Ізолінії щільності мас, накладені поверх фотографії, зробленої з космічного телескопа Габбл.

За словами Грега Мадейски:

Особливо цікаві результати були отримані зі спостережень телескопом Чандра 'скупчення Куля' (1E0657-56) Markevitch et al. (2004) та Clowe et al. (2004). Ці автори повідомляють, що скупчення перебуває у процесі швидкісного (бл. 4500 км/с) злиття, про що свідчить просторовий розподіл гарячого газу, який випромінює у рентгенівському діапазоні, але цей газ тягнеться позаду галактик підскупчень. Більш того, масив темної матерії, виявлений мапою слабкого лінзування, збігається з галактиками, які вже не стикаються, але лежить попереду газу, що стикається. Це — та інші схожі спостереження — дають добрі обмеження щодо перетину взаємодії темної матерії між собою.[11]

За словами Еріка Хаяші:

Швидкість підскупчення Куля не занадто велика для підструктури скупчення і відповідає поточно популярній космологічній моделі Лямбда-CDM ."[12]

Дослідження 2010 року прийшло до висновку, що швидкості зіткнення, як в даний час виміряні, є «несумісними з передбаченням моделі Лямбда-CDM».[13] Однак наступна праця підтвердила, що зіткнення узгоджується з моделюваннями моделі Лямбда-CDM,[14]  а попередня невідповідність випливала з малих моделювань та методології ідентифікації пар. Раніші праці про те, що скупчення Куля не відповідає стандартній космології, були засновані на помилковій оцінці швидкості «занурення» залежно від швидкості ударної хвилі в газі, який випромінює на рентгенівському діапазоні[14].

Хоча феномен скупчення Куля може надати прямі докази існування темної матерії у масштабі великих скупчень, він не пропонує жодної конкретної допомоги для вирішення оригінальної проблеми обертання галактик. Навпаки, спостережуване співвідношення темної матерії до видимої матерії в типовому багатому (насиченому) скупченні галактик значно нижче, ніж прогнозувалося.[15] Це може означати, що переважаюча космологічна модель недостатня для опису невідповідності маси у галактичних масштабах або що її передбачення щодо форми Всесвіту є неправильними.

Альтернативні тлумачення

Мордехай Мілгром, автор МОНД, опублікував спростування[16] тверджень, що скупчення Куля доводить існування темної матерії. Крім того, він стверджував, що МОНД правильно враховує динаміку галактик поза скупченнями, і навіть у таких скупченнях, як скупчення Куля, ця теорія усуває необхідність для більшості темної матерії, залишивши тільки множник два, який, на очікування Мілгрома, має бути просто невидимою звичайною речовиною (невипромінююча баріонна матерія), а не холодною темною матерією. Без МОНД або схожої теорії невідповідність матерії у скупченнях галактик сягає множника 10, тобто МОНД зменшує розбіжність у п'ять разів. Ще одне дослідження 2006 року[17] застерігає від «простої інтерпретації аналізу слабкого лінзування в скупчення Куля», залишаючи відкритим, що навіть у симетричному випадку скупчення Куля, МОНД, вірніше його релятивістська версія ТеВеС (тензорно–векторно–скалярна гравітація, англ. TeVeS, tensor–vector–scalar gravity), може пояснити спостережуване гравітаційне лінзування.

Див. також
  • Темна матерія
  • Abell 520 — схоже скупчення галактик, в якому темна та випромінююча матерії були розділені під час зіткнення
  • MACS J0025.4-1222 — схоже зіткнення галактик, яке вказує на відділення темної та звичайної матерії
  • Список груп та скупчень галактик

Примітки
  1. Tucker, W.; Blanco, P.; Rappoport, S. (March 1998). 1E 0657-56: A Contender for the Hottest Known Cluster of Galaxies. David, L.; Fabricant, D.; Falco, E. E.; Forman, W.; Dressler, A.; Ramella, M.. Astrophysical Journal Letters 496: L5. Bibcode:1998ApJ...496L...5T. arXiv:astro-ph/9801120. doi:10.1086/311234. Процитовано March 4, 2012.
  2. NED results for object Bullet Cluster. NASA Extragalactic Database. Процитовано March 4, 2012.
  3. Clowe, Douglas; Gonzalez, Anthony; Markevich, Maxim (2003). Weak lensing mass reconstruction of the interacting cluster 1E0657-558: Direct evidence for the existence of dark matter. Astrophys. J. 604 (2): 596–603. arXiv:astro-ph/0312273. doi:10.1086/381970.
  4. M. Markevitch; A. H. Gonzalez; D. Clowe; A. Vikhlinin; L. David; W. Forman; C. Jones; S. Murray та ін. (2003). Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56. Astrophys. J. 606 (2): 819–824. Bibcode:2004ApJ...606..819M. arXiv:astro-ph/0309303. doi:10.1086/383178. Проігноровано невідомий параметр |last-author-amp= (довідка);
  5. Harvard photo and description
  6. spaceimages.com
  7. The dynamical status of the cluster of galaxies 1E0657-56
  8. M. Markevitch; S. Randall; D. Clowe; A. Gonzalez та ін. (16–23 July 2006). Dark Matter and the Bullet Cluster. 36th COSPAR Scientific Assembly. Beijing, China. Проігноровано невідомий параметр |last-author-amp= (довідка) Abstract only
  9. Lunch-time talk at Harvard University by Scott Randall on 31 May 2006. Abstract only
  10. Clowe, Douglas (2006). A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter. The Astrophysical Journal Letters 648 (2): L109–L113. Bibcode:2006ApJ...648L.109C. arXiv:astro-ph/0608407. doi:10.1086/508162.
  11. Recent and Future Observations in the X-ray and Gamma-ray Bands
  12. Eric Hayashi; White (2006). How Rare is the Bullet Cluster?. Mon. Not. R. Astron. Soc. Lett. 370: L38–L41. Bibcode:2006MNRAS.370L..38H. arXiv:astro-ph/0604443. doi:10.1111/j.1745-3933.2006.00184.x.
  13. Jounghun Lee; Komatsu (2010). Bullet Cluster: A Challenge to LCDM Cosmology. Astrophysical Journal 718. Bibcode:2010ApJ...718...60L. arXiv:1003.0939. doi:10.1088/0004-637X/718/1/60.
  14. Thompson, Robert; Davé, Romeel; Nagamine, Kentaro (1 вересня 2015). The rise and fall of a challenger: the Bullet Cluster in Lambda cold dark matter simulations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 452: 3030–3037. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stv1433.
  15. Archived copy. Архів оригіналу за 25 серпня 2009. Процитовано 5 січня 2010.
  16. Milgrom, Moti. Milgrom's perspective on the Bullet Cluster. The MOND Pages. Архів оригіналу за 21 липня 2016. Процитовано 27 грудня 2016.
  17. G.W. Angus; B. Famaey; H. Zhao (September 2006). Can MOND take a bullet? Analytical comparisons of three versions of MOND beyond spherical symmetry. Mon. Not. R. Astron. Soc. 371 (1): 138–146. Bibcode:2006MNRAS.371..138A. arXiv:astro-ph/0606216v1. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10668.x. Проігноровано невідомий параметр |last-author-amp= (довідка)

Подальше читання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.