Galaktikaparved ja galaktikagrupid

Galaktikaparved ehk galaktikaklastrid ja galaktikagrupid ehk galaktikarühmad on suurimad gravitatsioonilise kuhjumise tulemusena tekkinud seotud süsteemid vaadeldavas Universumis^[1]. Nad koosnevad peamiselt sadadest galaktikatest, kuumast (T~3 × 10⁷K), optilistele teleskoopidele nähtamatust gaasist ja tumeainest^[2][3].

Gruppidel ja parvedel tehakse vahet neisse kuuluvate galaktikate arvu järgi, kuigi üleminek ühelt teisele on sujuv. Üldjuhul nimetatakse galaktikate kooslust grupiks, kui sfäärilises ruumipiirkonnas diameetriga alla 1,5 Mpc/h paikneb alla 50 galaktika, ning parveks, kui sfäärilises ruumipiirkonnas diameetriga üle 1,5 Mpc/h paikneb üle 50 galaktika.

Galaktikagruppide ja -parvede mass jääb vahemikku 1 × 10¹²M_☉–1 × 10¹⁵M_☉. Galaktikaparved on kõige massiivsemad gravitatsiooniliselt seotud süsteemid Universumis. Tavaliselt on massiivsete parvede mass üle 3× 10¹⁴M_☉ ja gruppide mass ~3× 10¹³M_☉. Nähtavate galaktikate mass moodustab vaid väikese osa parvede ja gruppide kogumassist.^[3]

Abelli kataloog

Abelli rikaste galaktikaparvede kataloogi kuulub 4073 galaktikaparve^[4], mille punanihe ${\textstyle z\leq 0,2}$. Esialgse kataloogi tegi George O. Abell 1958. aastal ja see sisaldas 2712 parve^[5]. Kataloog valmis põhjataeva (${\textstyle \delta >-30^{\circ }}$) fotograafilise atlase POSS (inglise Palomar Observatory Sky Survey) fotoplaatide visuaalse uurimise põhjal. 1989. aastal täiendasid seda Harold G. Corwin jr ning Ronald P. Olowin 1361 parvega^[6], lisades ka lõunataeva parved, mis esimeses kataloogis puudu olid.^[3]

Abelli kriteeriumid

Abell sõnastas mitmed kriteeriumid, mille järgi võib galaktikaparve ära tunda ning jagas parved rikkuse ja kauguse järgi klassidesse.

Parves peab olema 50 liiget, mille tähesuurus jääb vahemiku ${\textstyle m_{3}\leq m\leq m_{3}+2}$, kus ${\textstyle m_{3}}$ on parve heleduselt kolmanda galaktika tähesuurus. Mõõtemääramatuse tõttu ei rakendata seda kriteeriumit rangelt ning kataloog sisaldab ka objekte, milles on alla 50 galaktika, kuigi neid pole kohane galaktikaparvedeks nimetada. Rikkuse järgi jaotatakse Abelli kataloogi objektid kuueks klassiks.

N tähistab Abelli raadiuse sees olevate heledate galaktikate hulka ning A vastavasse klassi kuuluvate parvede hulka Abelli kataloogis.

Rikkuse klass	N	A
0	30–49	≥1000
1	50–79	1224
2	80–129	383
3	130–199	68
4	200–299	6
5	≥300	1

Eksisteerib vähe suuri galaktikaparvi, milles on palju galaktikaid.

Galaktikad peavad asuma ringi sees, mille nurkraadius on ${\textstyle \theta _{A}={\frac {1.'7}{z}}}$, kus ${\displaystyle z}$ on punanihe, mida arvutatakse eeldusel, et parve heledus on kümne selle parve heledaima galaktika heledus. ${\textstyle \theta _{A}}$ kannab nimetust Abelli raadius ja see vastab raadiusele ${\textstyle R_{A}\approx 1,5h^{-1}Mpc}$. Punanihe võib olla vahemikus ${\textstyle 0,02\leq z\leq 0,2}$.

Kauguse järgi jagunevad parved kuueks klassiks, kus ${\displaystyle m_{10}}$ on parve kümne heledaima galaktika tähesuurus.^[3]

Kauguse klass	m10	Hinnanguline keskmine punanihe	A
1	13,3–14,0	0,0283	9
2	14,1–14,8	0,0400	2
3	14,9–15,6	0,0577	33
4	15,7–16,4	0,0787	60
5	16,5–17,2	0,131	657
6	17,3–18,0	0,198	921

Galaktikagrupid

Galaktikate kogumid, mis ei rahulda Abelli kriteeriume, on tavaliselt galaktikate grupid. Grupid sisaldavad vähem kui viiskümmend galaktikat ja nende mass on ligikaudu 3×10¹³M_☉. Galaktikagrupid on kõige levinumad galaktikate moodustatud struktuurid vaadeldavas Universumis, sisaldades vähemalt 50% galaktikatest. Galaktikagruppide mass jääb elliptiliste galaktikate ja galaktikaparvede vahele. Galaktikagruppe on raskem detekteerida kui galaktikaparvi.^[7]

Kompaktsed grupid

Stephani Kvintett; röntgen- ja optiline kiirgus

Kompaktsed grupid on mitmest väga lähedal asuvast galaktikast koosnevad süsteemid. Esimese grupi avastas Édouard Stephan 1877. aastal. See on viiest galaktikast koosnev süsteem nimega Stephani kvintett. Järgmise grupi avastas 1948. aastal Carl Keenan Seyfert ja see kannab nimetust Seyferti sekstett.^[8]

Paul Hickson lõi 1982. aastal kataloogi Hicksoni kompaktsed grupid^[9], mis sisaldab 100 kompaktset gruppi ning iga grupp koosneb vähemalt neljast heledast galaktikast. Umbes 75% neist kiirgavad röntgenikiiri.^[3]

Kompaktsetel gruppidel on palju lühem eluiga kui Universumil^[3].

Kompaktsed gruppide mass on palju suurem kui on neisse kuuluvate galaktikate mass, mis näitab tumeaine olemasolu^[9][3].

Bautzi-Morgani klassifikatsioon

Bautzi-Morgani klassifikatsiooni töötasid välja Laura P. Bautz ja William Wilson Morgan 1970. aastal, et jagada galaktikaparvi kategooriatesse nende morfoloogia alusel. See defineerib kolm põhitüüpi: I, II ja III tüüp. Vahepealsed tüübid (I-II, II-III) on lubatud.

• Tüüp I parves domineerib hele, suur, ülimassiivne cD tüüpi galaktika; näiteks Abell 2029 ja Abell 2199.
• Tüüp II parv sisaldab elliptilisi galaktikaid, mille heledus jääb parve heleduse suhtes I ja II tüübi vahepeale. Näiteks Coma parv.
• Tüüp III parv ei sisalda märkimisväärseid liikmeid; näiteks Virgo parv. Tüüp III jaguneb kaheks alamliiguks: IIIE ja IIIS.^[10]

Vaatlusmeetodid

Abell 1689 gravitatsiooniläätse efekt

Galaktikate gruppe ja parvi uuritakse kasutades mitmeid erinevaid meetodeid.

• Optilisi või infrapunakiirgusteleskoope kasutades otsitakse kõrge tihedusega ruumipiirkondi. Tulemus saab kinnitust, kui leitakse mitu sarnase punanihkega galaktikat. Infrapunakiirgus on kasulikum, kui otsitakse kaugemal asuvaid (suurema punanihkega) galaktikaparvi.
• Röntgenikiirgusteleskoobid detekteerivad röntgenikiiri, mida kiirgab kuum plasma. Kui välja arvata aktiivsed galaktikatuumad, on galaktikaparved kõige suuremad röntgenikiirguse allikad galaktika-välises astronoomias.
• Raadiokiirgus. Mõned galaktikaparved kiirgavad raadiolaineid^[11].
• Sjunjajevi-Zeldovitši efekt seisneb kosmilise mikrolaine taustkiirguse Comptoni pöördhajumisel kuuma gaasi elektronidel. Kasutades Sjunjajev-Zeldovitši efekti on leitud tihedaid galaktikaparvi.
• Gravitatsioonilääts. Galaktikate parved ja grupid on piisavalt massiivsed, et gravitatsiooniväljaga kallutada allikast tuleva valguse levimise suunda.

Lokaalne Grupp

Lokaalne Grupp on galaktikagrupp, mis sisaldab Linnutee galaktikat, kuhu kuulub meie Päikesesüsteem. Lokaalses Grupis on üle 54 galaktika, millest enamik on kääbusgalaktikad. Selle gravitatsioonikese asub Linnutee galaktika ja Andromeeda galaktika vahel. Lokaalse Grupi diameeter on 3,1 megaparsekit ja sellel on binaarne jaotus. Lokaalne Grupp ise kuulub Virgo superparve, mis võib olla osa Laniakea superparvest.

Lokaalse Grupi kolm suurimat galaktikat on Linnutee galaktika (MW), Andromeeda galaktika (M31) ja Kolmnurga galaktika (M33). Enamik kääbusgalaktikatest on grupeerunud ümber Linnutee või Andromeeda galaktika. Neid nimetatakse satelliitgalaktikateks.

90% Lokaalse Grupi heledusest pärineb Linnutee ja Andromeeda galaktikast.

Lokaalse Grupi mass on M~3 × 10¹²M_☉, mis on palju suurem, kui võiks eeldada temasse kuuluvate galaktikate heleduste järgi.

Andromeeda galaktika on üks vähestest galaktikatest, mille nihkespekter on sinine. Andromeeda ja Linnugalaktika lähenevad üksteisele suhtelise kiirusega v~ 300km/s.^[3]

Virgo galaktikaparv

Virgo galaktikaparv

Virgo parv on galaktikaparv, mis asub meist 16,5 ± 0,1 megaparseki kaugusel Neitsi tähtkujus. Sinna kuulub umbes 1300 galaktikat ja see moodustab Virgo superparve südamiku (Virgo superparve kuulub ka Linnutee tähesüsteemi sisaldav Lokaalne Grupp). Virgo parve mass on 1,2×10¹⁵ M_☉ ja raadius umbes 2,2 Mpc.^[12] Parve suurt massi näitab mitmete galaktikate suured kiirused, kuni 1600 km/s parve keskme suhtes. Virgo parve suur mass mõjutab lähemal olevaid parvi, ka Lokaalset Gruppi.

Mitmed heledaimad galaktikad olid avastatud juba 1770.–1780. aastatel ja kantud Charles Messieri kataloogi ^[13], kuid nende tõeline olemus avastati alles 1920. aastatel. Virgo parve heledaim galaktika on elliptiline galaktika Messier 49, kuid selle kõige kuulsam liige on elliptiline galaktika Messier 87, mis paikneb parve keskel.

Nagu ka paljud teised rikkad galaktikaparved, on Virgo parve galaktikatevaheline ruum täidetud kuuma 3×10⁷K gaasiga, mis kiirgab röntgenikiiri. Galaktikavahelises ruumis võib leida galaktikaväliseid tähti^[14] (10% parve tähtedest)^[15], kerasparvi^[16] ja vähemalt ühe tähetekke piirkonna^[17].

Coma galaktikaparv

Coma galaktikaparv ehk Abell 1656 on suur galaktikaparv, mis sisaldab üle 1000 kindlakstehtud galaktika. Koos Leo galaktikaparvega (Abell 1367) moodustab see põhiosa Coma superparvest. See paikneb Berenike Juuste tähtkujus põhjataevas.

Parve keskmine kaugus Maast on 99 Mpc^[18]. Selle 10 heledamat spiraalgalaktikat omavad tähesuurust 12–14 ja on amatöörteleskoobiga vaadeldavad.

Parve tsentris domineerivad kaks ülisuurt elliptilist galaktikat NGC 4874 ja NGC 4889^[19].

Viited

1. G. M. Voit, "Tracing cosmic evolution with clusters of galaxies"; Reviews of Modern Physics, vol. 77, Issue 1, lk 207–258 (2004).
2. chandra.harvard.edu/xray_sources/galaxy_clusters.html, vaadatud 31.10.2016
3. P. Schneider, "Clusters and Groups of Galaxies" in Extragalactic Astronomy and Cosmology (Springer, Berlin, Heidelberg, New York, 2006), lk 223–276
4. Elektrooniline Abelli kataloog, vaadatud 31.10.2016 .
5. G. O. Abell, "The distribution of rich clusters of galaxies. A catalog of 2712 rich clusters found on the National Geographic Society Palomar Observatory Sky Survey", The Astrophysical Journal Supplement Series, 3: 211–88 (1958)
6. G. O. Abell, H. G. Corwin, R. P. Olowin, "A Catalog of Rich Clusters of Galaxies", The Astrophysical Journal Supplement Series, 70. lk 1–138 (1989)
7. R. P. Muñoz, V. Motta, T. Verdugo, F. Garrido, et al. (11. detsember 2012). "Dynamical analysis of strong-lensing galaxy groups at intermediate redshift". Astronomy & Astrophysics 552, A80 (2013)
8. Paul Hickson, "Compact Groups of Galaxies", Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35 pp.357–388 (1997).
9. Paul Hickson, "Systematic properties of compact groups of galaxies". Astrophysical Journal, Part 1. 255, aprill, lk 382–391 (1982).
10. L. P. Bautz, W. W. Morgan, "On the Classification of the Forms of Clusters of Galaxies" Astrophysical Journal. 162: L149 (1970)
11. G. Giovannini, M. Tordi, L. Feretti, "Radio halo and relic candidates from the NRAO VLA Sky Survey", New Astronomy, vol. 4, is. 2, lk 141–155 (1999)
12. P. Fouqué, J. M. Solanes, T. Sanchis, C. Balkowski, "Structure, mass and distance of the Virgo cluster from a Tolman-Bondi model" Astronomy and Astrophysics. 375 (3) lk 770–780 (2001).
13. Elektrooniline Messieri kataloog, M91, vaadatud 31.10.2016
14. Henry C. Ferguson, "Intergalactic Stars in the Virgo Cluster", HST proposal: 7411(1997).
15. Henry C. Ferguson, Nial R. Tanvir, Ted von Hippel, "Detection of intergalactic red-giant-branch stars in the Virgo cluster". Nature. 391 (6666) lk 461–463 (1998).
16. P. R. Durrell, K. Accetta, J. J. Feldmeier, J. C. Mihos, R. Ciardullo, E. W. Peng, Members of the NGVS team . "Searching for Intracluster Globular Clusters in the Virgo Cluster". Bulletin of the American Astronomical Society. 42: 567 (2010).
17. O. Gerhard, M. Arnaboldi, K. C. Freeman, S. Okamura, "Isolated Star Formation: A Compact H II Region in the Virgo Cluster". The Astrophysical Journal. 580 (2): L121–L124 (2002).
18. M. Colless, P. Murdin , "Coma Cluster". Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. (Bristol Institute of Physics publishing, 2001).
19. C. J. Conselice, J. S. Gallagher III, "Galaxy aggregates in the Coma cluster" , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 297 (2): L34–L38 (1998).