星系群 - Wikiwand
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星系群

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MACS J0152.5-2852是一个巨大的星系团,在影像中看到的每一个天体几乎都是星系,而且每个都拥有千亿颗恒星[1]。
MACS J0152.5-2852是一个巨大的星系团,在影像中看到的每一个天体几乎都是星系,而且每个都拥有千亿颗恒星[1]

星系群是约少于50个星系左右,因为重力的拘束而聚集在一起的集团;拥有更多星系的集团则称为星系团。我们的银河属于被称为本星系群的成员。

星系群

VIPERSv巡天调查了数以千计星系的位置[2]。
VIPERSv巡天调查了数以千计星系的位置[2]

星系群是最小的星系集合体,它们拥有的数量通常少于50个,直径通常在1-2Mpc,而它们的质量大约是1013太阳质量,个别星系扩散的速度大约是150km/s。然而,此一定义仅能做为参考,有数量更多、质量更大的星系集团也会被归类为星系群[3]

我们的星系——银河系,所属的星系集团是拥有超过50个星系的本星系群[4]

星系团

使用MPG/ESO2.2米望远镜附加的广视野成像仪捕获的丰富且扩散的星系。
使用MPG/ESO2.2米望远镜附加的广视野成像仪捕获的丰富且扩散的星系。
星系团ACO 3341.
星系团ACO 3341.

星系团比星系群大,但是两者之间并没有明确的界线。当以目视观测,星系团似乎是由星系之间相互的引力吸引再一起的集团。但是,它们的速度都太大,不是它们共有的重力可以束缚住的,这意味着除了重力的束缚之外,还有额外的力量或元件的吸引力。X射线的研究表明有大量称为星系团内介质的星际气体存在。这些气体非常的热,温度介于107K和108K之间,因此以轫致辐射原子谱线辐射的形式发射出X射线。气体总质量大于星系质量的两倍多,然而这些质量仍不足以将星系保留在集团内。由于这些气体散布在星系团的各处,近似流体静力平衡,所以可以测量分布的总质量。从这样的测量推导出来的总质量要星系或热气体的质量大上六倍。这些从星系中迷失的质量或缺少的元件被称为暗物质,而它们的性质仍是未知的。在典型的星系团中,形成星系的质量大约只有总质量的5%,或许有10%质量来自辐射出X射线的热气体,其余形式的质量都是暗物质。Brownstein和Moffat[5]使用修正的引力理论来解释X射线星系团没有暗物质的质量。子弹星系团是有暗物质存在最有力的证据[6][7][8];然而Brownstein 和Moffat[9] 已经表明他们修正的引力理论也可以解释星系团的性质。

观测的方法

星系团LCDCS-0829的行为像一个巨型的放大镜,这种奇特的效应被称为重力透镜效应。
星系团LCDCS-0829的行为像一个巨型的放大镜,这种奇特的效应被称为重力透镜效应

巡天中已经发现的星系团,已经被使用多种的观测技术和许多方法进行了研究:

  • 光学红外线:透过光学或红外线的影像可以个别研究星系团中的星系,经由光学或红外线搜寻密集的星系,在确认其中几个有相似的红移,就可能发现了星系团。红外线的搜寻在发现远距离(更高红移)的星系团特别有用。
  • X-射线:使用X射线望远镜可以检测到高热等离子发射的X射线。使用X射线的影像或X射线光谱都可以研究星系团的气体。在X射线巡天时,星系团与活跃星系核都很显著,是银河系之外最明亮的X射线发射体。
  • 电波:在星系团中已经发现了大量的扩散结构发射出电波的频率。电波源群(可能包括扩散结构和活跃星系核)已经被做为星系团位置的示踪剂。围绕着个别电波源(此处为活跃星系核)的高红移影像已经被用来检测原始星系团(形成过程中的星系团)。
  • SZ效应:在星系团内介质的热电子经由逆康普顿散射逆散射来自宇宙微波背景辐射的辐射,这就在被观测的宇宙微波背景的一些电波频率上产生了"影子"。
  • 重力透镜:星系团有足够的质量扭曲在它们后面的星系被观察到的方向。被观测到的扭曲可以用来模拟在星系团中暗物质的分布。

温度和密度

此章节需要扩充。
使用ESO在智利的甚大望远镜和在日本国家天文台在夏威夷的昴星团望远镜获得最遥远的成熟星系团影像[10]。
使用ESO在智利的甚大望远镜和在日本国家天文台在夏威夷的昴星团望远镜获得最遥远的成熟星系团影像[10]

星系团表

名称 / 编号 注解
本星系群 包含我们星系的星系集团。
室女座星系团 最靠近我们的星系团

参考资料

  1. ^ A scattering of spiral and elliptical galaxies. ESA/Hubble Picture of the Week. [25 September 2013]. 
  2. ^ Huge Map of the Distant Universe Reaches Halfway Point. ESO. [2 April 2013]. 
  3. ^ UTK Physics Dept. Groups of Galaxies. University of Tennessee, Knoville. [September 27, 2012]. (原始内容存档于2012-06-24). 
  4. ^ Mike Irwin. The Local Group. [2009-11-07]. 
  5. ^ Brownstein, J. R.; Moffat, J. W. Galaxy Cluster Masses Without Non-Baryonic Dark Matter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 367: 527–540. Bibcode:2006MNRAS.367..527B. arXiv:astro-ph/0507222. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.09996.x. 
  6. ^ Markevitch; Gonzalez; Clowe; Vikhlinin; David; Forman; Jones; Murray; Tucker. Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56. Astrophys.J. 2003, 606 (2): 819–824. Bibcode:2004ApJ...606..819M. arXiv:astro-ph/0309303. doi:10.1086/383178. 
  7. ^ Coe, Dan; Benítez, Narciso; Broadhurst, Tom; Moustakas, Leonidas A. A High-resolution Mass Map of Galaxy Cluster Substructure: LensPerfect Analysis of A1689. The Astrophysical Journal. 2010, 723: 1678. Bibcode:2010ApJ...723.1678C. arXiv:arXiv:1005.0398 请检查|arxiv=值 (帮助). doi:10.1088/0004-637X/723/2/1678. 
  8. ^ McDermott, Samuel D.; Yu, Hai-Bo; Zurek, Kathryn M. Turning off the lights: How dark is dark matter?. Physical Review D. 2011, 83: 063509. Bibcode:2011PhRvD..83f3509M. arXiv:arXiv:1011.2907 请检查|arxiv=值 (帮助). doi:10.1103/PhysRevD.83.063509. 
  9. ^ Brownstein, J. R.; Moffat, J. W. The Bullet Cluster 1E0657-558 evidence shows Modified Gravity in the absence of Dark Matter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2007, 382: 29–47. Bibcode:2007MNRAS.382...29B. arXiv:astro-ph/0702146v3. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12275.x. 
  10. ^ The Most Distant Mature Galaxy Cluster. ESO Science Release. ESO. [9 March 2011]. 

进阶读物

参见

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