Скопление галактик Пуля

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Координаты: Sky map 06ч 58м 37.9с, −55° 57′ 00″

Скопление галактик
Скопление Пуля
Bullet cluster.jpg
Рентгеновское изображение, полученное телескопом Чандра. Время экспозиции 140 часов. Масштаб указан в Мпк. Красное смещение (z) = 0,3.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Киль
Прямое восхождение 06ч 58м 37.9с
Склонение -55° 57′ 0″
Число галактик ~40
Расстояние 1,141 Гпк (3,7 млрд св. лет)[1]
Красное смещение 0,296[2]
Поток рентгеновского излучения 5,6 ± 0,6 × 10−19 Вт/см2 (0.1–2.4 кэВ).[2]
История исследования
Обозначения 1E 0657-56, 1E 0657-558
См. также: Галактика, Список скоплений галактик (англ.)
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

Скопление галактик Пуля (англ. Bullet Cluster), 1E 0657-558скопление галактик, состоящее из двух сталкивающихся скоплений. Строго говоря, название скопление Пуля относится к меньшему из скоплений, удаляющемуся от большего. Сопутствующее расстояние вдоль луча зрения составляет 1,141 Гпк (3,7 млрд световых лет).[1]

Исследование явлений гравитационного линзирования данным скоплением дало одно из наиболее важных доказательств существования тёмной материи.[3][4]

Наблюдения столкновений других скоплений галактик, таких как MACS J0025.4-1222, также поддерживают идею существования тёмной материи.

Общие сведения[править | править код]

Основные компоненты пары скоплений — звёзды, газ и предполагаемая тёмная материя — по-разному ведут себя в течение столкновения, что позволяет исследовать компоненты по отдельности. Звёзды галактик, наблюдаемые в видимом излучении, слабо откликаются на столкновение, большинство звёзд испытывает только замедление движения вследствие дополнительного притяжения. Горячий газ двух сталкивающихся скоплений, наблюдаемый в рентгеновском излучении, представляет большую часть барионного вещества в паре скоплений. Газ двух скоплений участвует в электромагнитном взаимодействии, что приводит к существенному замедлению газа по сравнению с замедлением звёзд. Третий компонент, тёмная материя обнаруживается при наблюдении гравитационного линзирования объектов фона. В рамках теорий, в которых тёмная материя отсутствует (например, модифицированная ньютоновская динамика), линзирование должно согласовываться с распределением барионного вещества, то есть рентгеновского газа. Но наблюдения показали, что эффект линзирования сильнее всего проявляется в двух отдельных областях вблизи наблюдаемых галактик; таким образом, получила подтверждение идея о том, что большая часть массы в скоплениях заключена в пределах двух областей тёмной материи, которая проходит сквозь области газа при столкновении. Этот вывод согласуется с предполагаемыми свойствами тёмной материи как слабо взаимодействующей, за исключением силы гравитации.

Скопление Пуля является одним из наиболее горячих известных скоплений галактик.[2] Для земного наблюдателя меньшее скопление прошло центр системы скоплений 150 млн лет назад, создав ударную волну в форме арки, находящуюся вблизи правой стороны скопления, при прохождении газа температурой 70 млн К в меньшем скоплении через газ с температурой 100 млн K в большем скоплении со скоростью около 10 млн км/ч.[5][6][7] Выделившаяся при этом энергия эквивалентна энергии 10 квазаров.[2]

Значимость для теорий о тёмной материи[править | править код]

Скопление Пуля представляет одно из лучших доказательств существования тёмной материи[4][8] и по свойствам плохо согласуется с выводами наиболее известных вариантов модифицированной ньютоновской динамики.[9] Было показано на уровне статистической значимости 8σ, что смещение центра полной массы от центра масс барионного вещества не может объясняться только изменением закона тяготения.[10]

Рентгеновское изображение (розовый цвет) совместно с изображением в видимом свете (галактики), распределение массы вычислено из данных о гравитационном линзировании (синий цвет).

По словам Greg Madejski:

Особо впечатляющие результаты были получены по наблюдениям скопления Пуля космической обсерваторией Чандра (1E0657-56; Fig. 2) и указаны в работах Markevitch et al. (2004) и Clowe et al. (2004). Эти авторы утверждают, что в скоплении происходит слияние при высоких скоростях (около 4500 км/с), на что указывает распределение горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне. Область тёмной материи, выявленная по анализу карты линзирования, совпадает с областью не сталкивающихся галактик, но лежит впереди относительно сталкивающегося газа. Подобные наблюдения создают ограничения на сечение взаимодействия тёмной материи.[11]

По словам Эрика Хаяси:

Скорость меньшего скопления не чрезмерно высока для структур в скоплениях и может достигаться в рамках современной космологической Лямбда-CDM модели.[12]

Проведённое в 2010 году исследование показало, что скорости столкновений несовместимы с предсказаниями Лямбда-CDM модели.[13] Но уже последующее исследование показало, что согласие между теорией и наблюдениями есть,[14] а несоответствие возникало в том числе вследствие малого объёма моделирования. Более ранняя работа, в которой утверждалось несоответствие параметров скопления и современных космологических моделей была основана на неверном определении скорости падения галактик на основе скорости ударной волны в испускающем рентгеновское излучение газе.[14]

Хотя скопление Пуля предоставляет свидетельства наличия тёмной материи на крупных масштабах скоплений, оно не вносит вклада в разрешение проблемы вращения галактик. Наблюдаемое отношение количества тёмной материи и видимой материи в типичном богатом скоплении существенно ниже, чем теоретическое.[15] Таким образом, возможно, Лямбда-CDM модель не способна описать различие масс на масштабах галактики.

Альтернативные интерпретации[править | править код]

Мордехай Милгром, автор теории модифицированной ньютоновской динамики опубликовал опровержение[16] утверждений о том, что свойства скопления Пуля доказывают существование тёмной материи. Милгром утверждает, что MOND корректно учитывает динамику галактик вне скоплений галактик, а в скоплениях типа Пули устраняет необходимость в большом количестве тёмной материи, оставляя отношение требуемой для описания свойств скопления массы и наблюдаемой массы равное 2, это расхождение значений Милгром объясняет наличием ненаблюдаемого обычного вещества, а не тёмной материи. Без привлечения MOND или похожей теории расхождение в массе достигает 10 раз. Другое исследование, проведённое в 2006 году,[17] предостерегает от "простой интерпретации анализа слабого линзирования в скоплении", оставляя открытым вопрос о том, может ли в несимметричном скоплении типа скопления Пуля MOND или аналогичная теория корректно учесть эффекты гравитационного линзирования.

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 NED results for object Bullet Cluster. NASA Extragalactic Database. Проверено 4 марта 2012.
  2. 1 2 3 4 Tucker, W.; Blanco, P.; Rappoport, S. (March 1998). David, L.; Fabricant, D.; Falco, E. E.; Forman, W.; Dressler, A.; Ramella, M. “1E 0657-56: A Contender for the Hottest Known Cluster of Galaxies”. Astrophysical Journal Letters. 496: L5. arXiv:astro-ph/9801120. Bibcode:1998ApJ...496L...5T. DOI:10.1086/311234. Проверено 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. Bibcode:2004ApJ...604..596C. DOI:10.1086/381970.
  4. 1 2 M. Markevitch; A. H. Gonzalez; D. Clowe; A. Vikhlinin; L. David; W. Forman; C. Jones; S. Murray & W. Tucker (2003). “Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56”. Astrophys. J. 606 (2): 819—824. arXiv:astro-ph/0309303. Bibcode:2004ApJ...606..819M. DOI:10.1086/383178.
  5. Harvard photo and description
  6. spaceimages.com
  7. The dynamical status of the cluster of galaxies 1E0657-56
  8. M. Markevitch (16–23 July 2006). "Dark Matter and the Bullet Cluster". 36th COSPAR Scientific Assembly.  Abstract only
  9. Lunch-time talk at Harvard University by Scott Randall on 31 May 2006. Abstract only
  10. Clowe, Douglas; et al. (2006). “A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter”. The Astrophysical Journal Letters. 648 (2): L109—L113. arXiv:astro-ph/0608407. Bibcode:2006ApJ...648L.109C. 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. arXiv:astro-ph/0604443. Bibcode:2006MNRAS.370L..38H. DOI:10.1111/j.1745-3933.2006.00184.x.
  13. Jounghun Lee; Komatsu (2010). “Bullet Cluster: A Challenge to LCDM Cosmology”. Astrophysical Journal. 718. arXiv:1003.0939. Bibcode:2010ApJ...718...60L. DOI:10.1088/0004-637X/718/1/60.
  14. 1 2 Thompson, Robert; Davé, Romeel; Nagamine, Kentaro (2015-09-01). “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. arXiv:1410.7438. Bibcode:2015MNRAS.452.3030T. DOI:10.1093/mnras/stv1433. ISSN 0035-8711.
  15. Archived copy. Проверено 5 января 2010. Архивировано 25 августа 2009 года.
  16. Milgrom, Moti, Milgrom's perspective on the Bullet Cluster, <http://www.astro.umd.edu/~ssm/mond/moti_bullet.html>. Проверено 27 декабря 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. arXiv:astro-ph/0606216v1. Bibcode:2006MNRAS.371..138A. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10668.x.

Ссылки[править | править код]