Ярчайшая галактика скопления

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
На изображении, полученном на телескопе «Хаббл», представлено скопление галактик Abell S0740, находящееся на расстоянии более 450 млн световых лет в созвездии Центавра. Гигантская эллиптическая галактика ESO 325-G004 находится в центре скопления и достигает массы 100 млрд масс Солнца.

Ярчайшая галактика скопления (англ. brightest cluster galaxy, BCG) — самая яркая галактика в скоплении галактик. Среди данного класса галактик встречаются наиболее массивные галактики во Вселенной. Чаще всего ярчайшие галактики являются эллиптическими галактиками, находящимися вблизи геометрического и кинематического центра скопления галактик, то есть на дне потенциальной ямы. Зачастую с ярчайшей галактикой скопления совпадает по пространственному расположению пик рентгеновского излучения скопления[1].

Ниже представлены сценарии формирования ярчайших галактик:

Исследование аккреции звезд в ярчайших галактиках[2] поставило под сомнение данную теорию.[3] Две другие теории лучше согласуются с наблюдениями.

Модель каннибализма можно отличить от модели слияний по свойствам периода образования ярчайших галактик. В первом случае в проэволюционировавшем скоплении присутствует много маленьких галактик, а модель слияния подразумевает иерархическую космологическую модель слияния вследствие коллапса скопления. Показано, что уменьшение орбит галактик в скоплении недостаточно эффективно для объяснения роста ярчайших галактик.[6] Модель слияния считается более вероятной,[7] но недавние наблюдения не согласуются с некоторыми её предсказаниями. Например, было обнаружено, что масса звёздной компоненты ярчайшей галактики была сформирована гораздо раньше, чем предсказывает модель слияний.[8]

Ярчайшие галактики делят на несколько классов: гигантские эллиптические галактики (gE), D-галактики и cD-галактики.[9] cD- и D-галактики демонстрируют протяжённые диффузные оболочки, окружающие эллипсоидальное ядро. Профиль поверхностной яркости зачастую описывается законом Серсика, двойным профилем Серсика или законом де Вокулёра. Различная параметризация профиля яркости и слабое излучение диффузной оболочки приводит к несовпадениям определяемых размеров данных объектов.

Примечания[править | править код]

  1. ↑ Lin and Mohr (2004), K-band Properties of Galaxy Clusters and Groups: Brightest Cluster Galaxies and Intracluster Light Архивная копия от 25 сентября 2018 на Wayback Machine
  2. ↑ McNamara and O’Connell (1989), Star formation in cooling flows in clusters of galaxies Архивная копия от 26 апреля 2020 на Wayback Machine
  3. ↑ Motl et al. (2004), Formation of Cool Cores in Galaxy Clusters via Hierarchical Mergers Архивная копия от 26 апреля 2020 на Wayback Machine
  4. ↑ J. Ostriker and M. Hausman (1977), Cannibalism among the galaxies - Dynamically produced evolution of cluster luminosity functions Архивная копия от 29 июня 2014 на Wayback Machine
  5. ↑ D. Merritt (1984), Relaxation and tidal stripping in rich clusters of galaxies. II - Evolution of the luminosity distribution Архивная копия от 26 апреля 2020 на Wayback Machine
  6. ↑ D. Merritt (1985), Relaxation and tidal stripping in rich clusters of galaxies. III Growth of a massive central galaxy Архивная копия от 23 октября 2018 на Wayback Machine
  7. ↑ J. Dubinski (1998), The Origin of the Brightest Cluster Galaxies Архивная копия от 20 июля 2017 на Wayback Machine
  8. ↑ Collins et al. (2009) Early assembly of the most massive galaxies
  9. ↑ Matthews, T. A., Morgan, W. W. and Schmidt, M. (1964). A Discussion of Galaxies Identified with Radio Sources Архивная копия от 29 июня 2014 на Wayback Machine
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Ярчайшая_галактика_скопления&oldid=135492872