Перейти до вмісту

Надскупчення Діви

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Просторовий розподіл галактик Місцевого надскупчення[1]
Розташування надскупчення Діви у ділянці Всесвіту розміром 500 млн. св. р.

Надскупчення Діви (англ. Virgo supercluster) або Місцеве надскупчення — надскупчення галактик, що містить Місцеву групу (до якої зокрема входять наш Чумацький Шлях і галактика Андромеди), а також скупчення галактик у сузір'ї Діви, яке домінує в надскупченні та від якого й походить його назва. Загалом до складу надскупчення входить близько 100 груп та скупчень галактик. Діаметр надскупчення становить 33 мегапарсеки (110 мільйонів світлових років). Надскупчення Діви є одним із приблизно 10 мільйонів надскупчень у спостережуваному Всесвіті.

Основу надскупчення становить «пасмо Діви» (англ. Virgo Strand), яке з’єднує надскупчення Гідри — Центавра та надскупчення Персея — Риб[2]. Надскупчення Діви є частиною комплексу надскупчень Риб — Кита, що являє собою галактичну нитку[3][4]. Вважають, що надскупчення Діви входить до складу надскупчення Ланіакея, ще більшої системи, центром якої є Великий Атрактор[5].

Контекст

[ред. | ред. код]

Починаючи з першої великої вибірки туманностей, опублікованої Вільямом і Джоном Гершелями у 1863 році, було відомо, що існує помітний надлишок туманностей у сузір'ї Діви, поблизу північного галактичного полюса. У 1950-х роках французько-американський астроном Жерар де Вокулер першим запропонував, що цей надлишок є великомасштабною структурою, подібною до галактики, і в 1953 році ввів термін «Місцева супергалактика» (англ. Local Supergalaxy), який у 1958 році замінив на «Місцеве надскупчення» (англ. Local Supercluster[6]). Натомість Гарлоу Шеплі у своїй книзі "Of Stars and Men" (1959) запропонував термін «Метагалактика»[7].

У 1960–1970-х роках точилися дискусії, чи є Місцеве надскупчення реальною структурою, чи лише випадковим розташуванням галактик на небі[8]. Це питання було остаточно вирішене завдяки масштабним оглядам червоних зміщень наприкінці 1970-х і на початку 1980-х років, які переконливо показали сплюснуту концентрацію галактик уздовж площини Місцевого надскупчення[9].

Структура

[ред. | ред. код]

1982 року Річард Таллі опублікував результати своїх досліджень щодо основної структури Місцевого надскупчення. Воно складається з двох компонентів: сплющеного диска, що містить дві третини яскравих галактик надскупчення, та приблизно сферичного гало, у якому розташована решта третина[10]. Сам диск є тонким еліпсоїд з товщиною ~1 Мпк та відношенням великої та малої осей щонайменше 6:1 і, можливо, аж до 9:1[11]. Дані, оприлюднені у червні 2003 року в межах п’ятирічного огляду 2dF[en], дозволили астрономам порівняти Місцеве надскупчення з іншими. Воно є типовим «бідним» (тобто таким, що не має щільного ядра) надскупченням відносно невеликих розмірів. У центрі розташоване одне багате скупчення галактик, оточене нитками галактик та бідними групами[12].

Місцева група розташована на околицях Місцевого надскупчення в невеликій нитці, що простягається від скупчення Печі до скупчення Діви[9]. Об’єм надскупчення Діви приблизно у 7 000 разів перевищує об’єм Місцевої групи та у 100 мільярдів разів перевищує об’єм Чумацького Шляху.

Основна частина надскупчення Діви — сплющений диск галактик — є лише частиною більшої галактичної нитки, відомої якпасмо Діви (англ. Virgo Strand) або нитка Центавра – Діви – Персея — Риб (англ. Centaurus–Virgo–PP Filament)[13][2]. Ця нитка простягається від скупчення Центавра через скупчення Діви і скупчення Великої Ведмедиці[en], аж до надскупчення Персея — Риб[2]. Решта галактик надскупчення Діви, зокрема Чумацький Шлях, лежать поза основним тілом надскупчення, яке становить пасмо Діви[11][13].

Розподіл галактик

[ред. | ред. код]

Щільність галактик у Місцевому надскупченні зменшується обернено пропорційно квадрату відстані від його центру поблизу скупчення Діви, що свідчить, що це скупчення не є випадковим утворенням. Загалом, переважна більшість яскравих галактик (з абсолютною зоряною величиною яскравіше за −13) зосереджена у невеликій кількості груп та скупчень. 98 % з них належать до таких 11 груп: Гончі Пси, Скупчення Діви, Діва II[en] (південне продовження), Лев II[en], Діва III[en], Чаша (NGC 3672), Лев I[en], Мала Ведмедиця (NGC 2841), Дракон (NGC 5907), Насос (NGC 2997) та NGC 5643[11]. Серед яскравих галактик, розташованих у диску, третина належить до Скупчення Діви, а решта дві третини — перебувають поза його межами[11].

Яскраві галактики в гало зосереджені у невеликій кількості хмар (94 % — у 7 хмарах). Такий розподіл вказує на те, що більша частина об’єму площини порожня[11]. Вдалим порівнянням, що добре відповідає спостережуваному розподілу, є мильні бульбашки: плоскі скупчення та надскупчення утворюються на їхніх перетинах, а самі бульбашки є великими, приблизно сферичними порожнинами у просторі діаметром близько 20–60 Мпк[14]. Домінують довгі ниткоподібні структури. Прикладом є надскупчення Гідри — Центавра, найближче до надскупчення Діви, яке починається на відстані приблизно 30 Мпк і простягається до 60 Мпк[15].

Нижче наведена таблиця відомих членів надскупчення.

Відомі члени надскупчення
Назва скупчення Найяскравіший об’єкт
Місцева група –
Скупчення Діви Мессьє 49
Група Скульптора NGC 253
Група IC 342/Маффея IC 342 / Двінгело 1
Група M81 M81
Група Гончі Пси I M94
Група Гончі Пси II[en] M106
Група NGC 5128 Центавр A[16]
Група Лев I[en] M96
Група Лев II[en] –

Динаміка

[ред. | ред. код]

Починаючи з кінця 1980-х років стало очевидно, що не лише Місцева група, а й уся матерія на відстанях щонайменше до 50 Мпк зазнає колективного руху зі швидкістю близько 600 км/с у напрямку до скупчення Косинця[17]. Лінден-Белл та ін. (1988) назвали причину цього явища «Великим Атрактором». Нині відомо, що Великий Атрактор є центром мас ще більшої структури скупчень галактик, яку назвали Ланіакея. До неї входять Надскупчення Діви (разом із Місцевою групою), надскупчення Гідри — Центавра, надскупчення Павича — Індіанця[en] та скупчення Печі. Виявлено, що Великий атрактор разом з усім надскупченням рухається у напрямку до надскупчення Шеплі, до центру атрактора Шеплі[en][18].

Надскупчення має загальну масу M ≈ 1015 M☉ і повну оптичну світність L ≈ 3× 1012 L☉[12]. Це дає відношення маса-світність приблизно у 300 разів більше, ніж у Сонця (M☉/L☉ = 1), що узгоджується з результатами, отриманими для інших надскупчень[19][20]. Для порівняння, відношення маса-світність Чумацького Шляху становить 63,8, якщо взяти абсолютну зоряну величину Сонця 4,83[21], абсолютну величину Чумацького Шляху −20,9[22] та масу Чумацького Шляху 1.25× 1012 M☉[23]. Такі співвідношення є одним із головних аргументів на користь існування значних кількостей темної матерії у Всесвіті; якби темної матерії не було, очікувалися б значно менші значення відношення маса-світність.

Розташування у Всесвіті

[ред. | ред. код]
Сонячна система в Надскупченні Діви

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Ілюстрація до статті Брента Туллі
  2. ↑ а б в Pomarède, Daniel; Hoffman, Yehuda; Courtois, Hélène M.; Tully, R. Brent (August 2017). The Cosmic V-Web. The Astrophysical Journal (англ.). 845 (1): 55. arXiv:1706.03413. Bibcode:2017ApJ...845...55P. doi:10.3847/1538-4357/aa7f78. ISSN 0004-637X.
  3. ↑ Tully, R. B. (April 1986). Alignment of clusters and galaxies on scales up to 0.1 C. The Astrophysical Journal (англ.). 303: 25. Bibcode:1986ApJ...303...25T. doi:10.1086/164049. ISSN 0004-637X.
  4. ↑ Tully, R. Brent (December 1987). More about clustering on a scale of 0.1 C. The Astrophysical Journal (англ.). 323: 1. Bibcode:1987ApJ...323....1T. doi:10.1086/165803. ISSN 0004-637X.
  5. ↑ R. Brent Tully; Hélène Courtois; Yehuda Hoffman; Daniel Pomarède (2 вересня 2014). The Laniakea supercluster of galaxies. Nature (опубліковано 4 September 2014). 513 (7516): 71—73. arXiv:1409.0880. Bibcode:2014Natur.513...71T. doi:10.1038/nature13674. PMID 25186900. S2CID 205240232.
  6. ↑ cfa.harvard.edu, The Geometry of the Local Supercluster, John P. Huchra, 2007 (accessed 12-12-2008)
  7. ↑ Shapley, Harlow Of Stars and Men (1959)
  8. ↑ de Vaucouleurs, G. (March 1981). The Local Supercluster of Galaxies. Bulletin of the Astronomical Society of India. 9: 6 (see note). Bibcode:1981BASI....9....1D.
  9. ↑ а б Klypin, Anatoly та ін. (October 2003). Constrained Simulations of the Real Universe: The Local Supercluster. The Astrophysical Journal. 596 (1): 19—33. arXiv:astro-ph/0107104. Bibcode:2003ApJ...596...19K. doi:10.1086/377574. S2CID 1830859.
  10. ↑ Hu, F. X. та ін. (April 2006). Orientation of Galaxies in the Local Supercluster: A Review. Astrophysics and Space Science. 302 (1–4): 43—59. arXiv:astro-ph/0508669. Bibcode:2006Ap&SS.302...43H. doi:10.1007/s10509-005-9006-7. S2CID 18837475.
  11. ↑ а б в г д Tully, R. B. (15 Jun 1982). The Local Supercluster. Astrophysical Journal. 257 (1): 389—422. Bibcode:1982ApJ...257..389T. doi:10.1086/159999.
  12. ↑ а б Einasto, M. та ін. (December 2007). The richest superclusters. I. Morphology. Astronomy and Astrophysics. 476 (2): 697—711. arXiv:0706.1122. Bibcode:2007A&A...476..697E. doi:10.1051/0004-6361:20078037. S2CID 15004251.
  13. ↑ а б Courtois, Hélène M.; Pomarède, Daniel; Tully, R. Brent; Hoffman, Yehuda; Courtois, Denis (September 2013). Cosmography of the Local Universe. The Astronomical Journal (англ.). 146 (3): 69. arXiv:1306.0091. Bibcode:2013AJ....146...69C. doi:10.1088/0004-6256/146/3/69. ISSN 0004-6256.
  14. ↑ Carroll, Bradley; Ostlie, Dale (1996). An Introduction to Modern Astrophysics. New York: Addison-Wesley. с. 1136. ISBN 0-201-54730-9.
  15. ↑ Fairall, A. P.; Vettolani, G.; Chincarini, G. (May 1989). A wide angle redshift survey of the Hydra-Centaurus region. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 78 (2): 270. Bibcode:1989A&AS...78..269F. ISSN 0365-0138.
  16. ↑ Karachentsev, I. D. (January 2005). The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups. The Astronomical Journal (англ.). 129 (1): 178—188. arXiv:astro-ph/0410065. doi:10.1086/426368. ISSN 0004-6256.
  17. ↑ Plionis, Manolis; Valdarnini, Riccardo (March 1991). Evidence for large-scale structure on scales about 300/h MPC. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 249: 46—61. Bibcode:1991MNRAS.249...46P. doi:10.1093/mnras/249.1.46.
  18. ↑ What is the Great Attractor?. 14 липня 2014.
  19. ↑ Small, Todd A. та ін. (Jan 1998). The Norris Survey of the Corona Borealis Supercluster. III. Structure and Mass of the Supercluster. Astrophysical Journal. 492 (1): 45—56. arXiv:astro-ph/9708153. Bibcode:1998ApJ...492...45S. doi:10.1086/305037. S2CID 119451873.
  20. ↑ Heymans, Catherine та ін. (April 2008). The dark matter environment of the A901 abell A901/902 supercluster: a weak lensing analysis of the HST STAGES survey. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 385 (3): 1431—1442. arXiv:0801.1156. Bibcode:2008MNRAS.385.1431H. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.12919.x. S2CID 59057342.
  21. ↑ Williams, D. R. (2004). Sun Fact Sheet. NASA. Процитовано 17 березня 2012.
  22. ↑ Jerry Coffey. Absolute Magnitude. Процитовано 9 квітня 2010.
  23. ↑ McMillan, Paul J. (July 2011), Mass models of the Milky Way, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414 (3): 2446—2457, arXiv:1102.4340, Bibcode:2011MNRAS.414.2446M, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x, S2CID 119100616
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Надскупчення_Діви&oldid=46817464