Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Galaktyki  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Typy i klasyfikacja galaktyk
- Promieniowanie galaktyk normalnych
- Powstanie i ewolucja galaktyk
- Ciemna materia w galaktykach
- Galaktyki aktywne
- Radioźródła pozagalaktyczne
- Galaktyki Seyferta
- Kwazary
- Lacertydy
- Aktywne jądra galaktyk
- Rozmieszczenie galaktyk
- Układ Lokalny galaktyk
- Grupy galaktyk
- Supergromada Lokalna
- Gromady galaktyk
- Ciemna materia
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Gromady galaktyk

Szczególnie bogate w galaktyki grupy galaktyk są nazywane gromadami galaktyk. Im większą liczbę galaktyk zawiera gromada, tym łatwiej wyizolować ją spośród ogólnego rozkładu galaktyk. Ponieważ jasności absolutne galaktyk zawierają się w szerokim przedziale wartości, w obserwowanym na sferze niebieskiej rozkładzie wszystkich galaktyk o ustalonej widomej jasności gwiazdowej występują zarówno galaktyki bliskie (o małej jasności absolutnej), jaki i odległe (o dużej jasności absolutnej). Wskutek przypadkowego ustawienia się wzdłuż linii widzenia niezwiązanych ze sobą w żaden sposób galaktyk, utworzą one - po zrzutowaniu na sferę niebieską - zagęszczenie przypominające grupę galaktyk. Takie szczególne rozmieszczenie dużej liczby galaktyk jest mało prawdopodobne, co sprawia, że bogate gromady galaktyk są stosunkowo łatwo zauważalne na tle rozrzuconych mniej więcej przypadkowo galaktyk. Jednakże dopiero pomiary odległości galaktyk tworzących gromadę pozwalają rozstrzygnąć definitywnie, czy obserwowane zagęszczenie wynika z rzeczywistej koncentracji galaktyk, czy np. z perspektywicznego "nałożenia" się dwóch grup o mniejszej liczbie galaktyk składowych.

W 1958 r. George Abell dokonał przeglądu Atlasu palomarskiego, poszukując gromad galaktyk. Za podstawowe kryterium wyboru Abell przyjął liczebność układu: jeżeli w promieniu około 2 megaparseków (Mpc) znajduje się co najmniej 50 galaktyk o widomych jasnościach w zakresie (m3, m3+2), gdzie m3 jest wielkością gwiazdową trzeciej co do jasności galaktyki, to mamy do czynienia z gromadą. W wyniku tej procedury Abell zbudował katalog bogatych gromad galaktyk. Katalog ten zawiera 1682 obiekty i obejmuje obszar na północ od deklinacji -27o, o dużych szerokościach galaktycznych (b < -35o i b > 35o). Podejście Abella okazała się w pełni skuteczną metodą wyszukiwania gromad. Podobne kryteria selekcji zastosowano później do konstrukcji katalogów obejmujących całą południową półkulę nieba. Niekiedy pod pojęciem "bogata gromada" rozumie się gromadę spełniającą kryteria zastosowane przez Abella. Jako nazw kilku najbliższych gromad używa się często łacińskiej nazwy gwiazdozbioru, w którym się te gromady znajdują; gromady Abella są obecnie oznaczane kolejnymi numerami z oryginalnego katalogu jego autorstwa, poprzedzonymi literą "A", np. A1656 (Coma) gromada w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki.

...powiększenie  >>>
Rozkład przestrzenny galaktyk na mapie sporządzonej przez V. de Lapparent, M. Geller i J. Huchrę z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) dla nieba północnego (górny wycinek) oraz przez zespół L. N. da Costy z Brazylijskiego Obserwatorium Narodowego dla nieba południowego (dolny wycinek). Droga Mleczna znajduje się w środku. Kątowa rozpiętość wycinków wynosi 135o, ich promień zaś około 150 megaparseków (Mpc). Każdy punkt odpowiada jednej galaktyce. Długa (pozioma) struktura na wycinku górnym to tzw. Wielki Mur.

Między liczebnością gromady a częstością występowania zachodzi silna zależność odwrotna. Bogate gromady występują znacznie rzadziej niż niewielkie grupy. W katalogu Abella są 1224 gromady o liczebności od 50 do 79 galaktyk w przedziale (m3, m3+2), 383 gromady o liczebności 80-129, 68 gromad od 130 do 199, 6 gromad od 200 do 299 i jedna o liczebności 300. Typowa odległość między sąsiednimi gromadami Abella wynosi blisko 100 Mpc. Wyróżnia się dwie obszerne klasy gromad galaktyk: regularne i nieregularne. Klasyfikacja ta bierze pod uwagę własności rozmieszczenia galaktyk składowych. Gromady regularne charakteryzują się silną koncentracją galaktyk w środku gromady, symetrią osiową i gładkim rozkładem gęstości galaktyk. Gromady nieregularne - odpowiednio do swojej nazwy - nie wykazują wyraźnej symetrii, brak w nich dobrze zdefiniowanego środka, a w rozmieszczeniu galaktyk występują lokalne zagęszczenia. W obu klasach gromad występują również w innych proporcjach galaktyki różnych typów. W centralnych obszarach gromad regularnych obserwujemy niemal wyłącznie galaktyki E i S0, natomiast z dala od centrum pojawiają się również galaktyki spiralne. W gromadach nieregularnych nie ma takiego uporządkowania ze względu na typy morfologiczne, a galaktyki E, S0 i S występują, odpowiednio, w proporcjach 1:2:3.

Gromady stanowią lokalne maksima występowania galaktyk i są częścią składową struktur wielkoskalowych. Statystycznie rzecz biorąc, gromady są rozmieszczone nierównomiernie - wchodzą w skład większych jednostek organizacji materii, tzw. supergromad. Zazwyczaj supergromada zawiera kilka-kilkanaście gromad. Przypuszcza się, że w dużych skalach galaktyki układają się wzdłuż nieregularnie rozmieszczonych w przestrzeni linii lub płaszczyzn. W miejscu ich przecięć - jak w węzłach gigantycznej sieci - koncentracja galaktyk jest największa; miejsca te są identyfikowane z gromadami galaktyk. Przestrzeń między włóknami (lub płaszczyznami) utworzonymi z galaktyk jest całkowicie (lub niemal całkowicie) pozbawiona galaktyk. Obszary te noszą nazwę pustek. Rozmiary gromad nie są wyraźnie zdefiniowane; gęstość przestrzenna galaktyk - największa w centrum - spada szybko w skali 1-2 Mpc, ale w większych odległościach - przekraczających nawet 10 Mpc - wciąż obserwuje się zwiększoną w porównaniu do średniej koncentrację galaktyk. Komórkowa struktura rozmieszczenia galaktyk w przestrzeni wydaje się być dosyć dobrze udokumentowana w skali do 100 Mpc. Nie wiadomo, czy istnieją jakiekolwiek struktury w skalach wyraźnie większych. Problem może być rozwiązany jedynie przy wykorzystaniu materiału obserwacyjnego obejmującego obszar przekraczający co najmniej kilkakrotnie rozmiary największych znanych obecnie niejednorodności. Wielkoskalową strukturą położoną stosunkowo blisko nas jest tzw. Wielki Mur - obszar o podwyższonej koncentracji galaktyk, mający rozmiary około 60 x 150 Mpc i grubość zaledwie 10 Mpc - zawierający m.in. gromady Coma i A1367.

Typowe cechy gromad galaktyk

Parametr Gromada regularna Gromada nieregularna
Symetria Wyraźna symetria sferyczna Słabo zaznaczona symetria lub jej brak
Koncentracja Silny wzrost gęstości galaktyk w centrum gromady, brak struktur wewnętrznych Brak wyraźnej koncentracji, często występują lokalne zagęszczenia
Typy galaktyk W zakresie najjaśniejszych 3-4m (niemal) wyłącznie E i S0 Występują wszystkie typy
Liczba galaktyk w zakresie najjaśniejszych 7m Rzędu 103 Poniżej 103
Masa Rzędu 1015 M 1012-1014 M
Przykłady Coma, Corona Borealis Virgo, Hercules

Gromady galaktyk są silnymi źródłami rentgenowskimi o jasności sięgającej 5x1037 watów (W). Podobnie jak w galaktykach eliptycznych, promieniowanie jest emitowane w przejściach swobodno-swobodnych przez plazmę o temperaturze 20-100 milionów kelwinów (K), wypełniającą całą gromadę. Centralne gęstości gazu mieszczą się w przedziale 10-25 - 10-23 kg/m. Przy założeniu, że gaz znajduje się w równowadze hydrostatycznej, tzn. że siły grawitacji są równoważone przez zmieniające się z odległością od centrum ciśnienie gazu, można wyznaczyć zarówno masę gazu, jak i całkowitą masę gromady. Z obliczeń przeprowadzonych dla kilku jasnych gromad wynika, że masa gazu emitującego promieniowanie rentgenowskie jest w przybliżeniu równa lub nieco większa świecącej optycznie masie skupionej w galaktykach. Natomiast całkowita masa gromady jest kilka razy większa od masy świecącej.

Andrzej M. Sołtan

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach