Pochodzenie kwazarów i gromad galaktyk

Przetłumaczono z: Origins of Quasars and Galaxy Clusters [haltonarp.com]

---

Rozmieszczenie gromad galaktyk na niebie wykazuje znaczny związek ze stosunkowo pobliskimi, dużymi, aktywnymi galaktykami. Gromady są sparowane w równych odległościach od galaktyki centralnej, a pozorne wielkości i przesunięcia ku czerwieni galaktyk wchodzących w ich skład są ściśle dopasowane. Gromady i galaktyki wchodzące w ich skład emitują silne promieniowanie rentgenowskie i radiowe, a ich przesunięcia ku czerwieni występują w pewnych preferowanych wartościach. Centralne galaktyki o niskim przesunięciu ku czerwieni często wykazują oznaki wyrzutów w kierunku gromad o wyższym przesunięciu ku czerwieni, a gromady często są wydłużone wzdłuż tych linii. Pod wieloma względami gromady te przypominają kwazary, które w ciągu ostatnich 34 lat były coraz częściej zestawione z aktywnymi galaktykami macierzystymi. Argumentuje się tutaj, że, empirycznie, kwazary są wyrzucane z aktywnych galaktyk. Z czasem ewoluują one do niższego przesunięcia ku czerwieni, fragmentując się pod koniec swojego rozwoju w gromady galaktyk o niskiej jasności. Gromady galaktyk mogą znajdować się w tej samej odległości, co ich rodzice z niższym przesunięciem ku czerwieni, ponieważ nadal zachowują składnik swojego wcześniejszego wewnętrznego przesunięcia ku czerwieni.

Wprowadzenie

Rozmieszczenie gromad galaktyk na niebie zaczęło być katalogowane około 40 lat temu przez George’a Abella i jego współpracowników. Rdzenie tych gromad składały się głównie ze starych galaktyk populacji gwiazdowej E, które uważano za w większości pozbawione gazu i nieaktywne. Wraz z pojawieniem się obserwacji rentgenowskich stało się jednak oczywiste, że wiele gromad galaktyk emituje silne promieniowanie rentgenowskie. Ten dowód na brak równowagi nie był łatwy do wyjaśnienia. W tych aktywnych właściwościach gromady dołączyły jednak do AGN-ów i kwazarów jako trzy główne rodzaje pozagalaktycznych źródeł promieniowania rentgenowskiego. Następnie pojawiły się dowody na to, że kwazary, a teraz także niektóre gromady galaktyk, były fizycznie powiązane z galaktykami o znacznie niższym przesunięciu ku czerwieni. Zaskakujące jest to, że przesunięcia ku czerwieni w gromadach galaktyk osiągały maksima przy preferowanych przesunięciach ku czerwieni kwazarów z = .061, .30 itd. (Dowody te zostały omówione głównie w Arp 1997; 1998a; Arp i Russell 2001).

Możliwe było dalsze zbadanie tych właściwości poprzez wykreślenie rozmieszczenia gromad galaktyk na innych, większych obszarach nieba. Niektóre z nich okazały się rzutowane wzdłuż grzbietu gromady w Pannie. Okazało się, że gromady Abell, które znajdowały się w tej części nieba w kierunku Pieca, znajdowały się w tym samym wyraźnie wydłużonym obszarze, co duża gromada w Piecu o niskim przesunięciu ku czerwieni. (Gromady Abell osiągają około z = .2, a najjaśniejsza galaktyka w gromadzie w Piecu ma z = .0025). Na niebie, w kierunku gigantycznej galaktyki CenA/NGC5128 o niskim przesunięciu ku czerwieni, gromady Abella znajdują się prawie wyłącznie wzdłuż rozszerzającego się przedłużenia rentgenowskiego i radiowego strumienia biegnącego na północ od tej aktywnej galaktyki. Jest to ta sama linia zajmowana przez wiele aktywnych galaktyk o wyższym przesunięciu ku czerwieni, które wcześniej były związane z wyrzutem plazmy radiowej z CenA (Arp 1998a).

Gromady Abell A3667 i A3651

Abell 3667 to bogata gromada galaktyk badana w promieniowaniu radiowym i rentgenowskim przez Rottgering’a et al. (1997) oraz Knapp’a, Henry’ego i Briel’a (1996). Emituje ona dużo promieniowania rentgenowskiego. (Grandi et al. 1999 szacują łącznie 2 440 ct/ks w paśmie twardym). Jej galaktyki są jasne, z dziesiątą najjaśniejszą o pozornej jasności m₁₀ = 15,3 mag. Jak pokazuje rys. 1, na dużym obszarze wokół znajduje się tylko jedna inna bogata gromada jasnych galaktyk. Tą drugą gromadą jest A3651, gromada z niemal identycznie jasnymi galaktykami, m₁₀ = 15,4 mag. A3651 jest również jasną gromadą emitującą promieniowanie rentgenowskie o łącznej jasności 430 ct/ks. Te dwie gromady tworzą oczywistą parę galaktyk.

Jak pokazuje rys. 2, A3667 jest bardzo wydłużonym klastrem i wskazuje bezpośrednio na A3651. Ta z kolei jest wydłużona w kierunku A3667. Niemal dokładnie w środku pomiędzy tymi dwiema gromadami znajdują się bardzo jasne galaktyki.

Na przykład NGC 6848 ma jasność 13,1 mag. Jeszcze jaśniejszą galaktyką, która, o dziwo, została przeoczona przez wczesne katalogi, jest ES0 185-54 o jasności m_B = 11,9 mag. Ta ostatnia jest dominującą galaktyką w grupie galaktyk zwanej MdCL 15 (Maia et al. 1989). Ramella, Focardi i Geller (1996) podają średni redshift z = .0157 dla tej grupy. Najbardziej zaskakujący wynik jest jednak pokazany na Rys. 2, gdzie galaktyki o przesunięciu ku czerwieni blisko 5 000 km/s rozciągają się po obu stronach centralnej grupy i łączą się z galaktykami o przesunięciu około 17 000 km/s. Konfiguracja jest uderzająca nawet wtedy, gdy zaznaczone są wszystkie galaktyki w tym obszarze (np. w SIMBAD), niezależnie od tego, czy ich przesunięcia ku czerwieni są znane, czy nie. Dwie wydłużone gromady rentgenowskie wydają się być ciągłymi, liniowymi przedłużeniami jasnych galaktyk otaczających centralną galaktykę ESO 185-54.

Taki zbieg okoliczności wydaje się niezwykle mało prawdopodobny. Ponieważ istnieje silny precedens dla parowania obiektów o wyższym przesunięciu ku czerwieni, takich jak kwazary i towarzyszy o wyższym przesunięciu ku czerwieni wokół aktywnych galaktyk, naturalne jest pytanie, czy galaktyka o niskim przesunięciu ku czerwieni w centrum jest aktywna. Okazuje się, że ESO 185-54 jest galaktyką wczesnego typu z jasnymi liniami emisyjnymi (da Costa et al. 1988: Sairava, Ferrari and Pastoriza 1999).

Szczęśliwym trafem pole było również obserwowane przez 5752 sekundy za pomocą ROSAT PSPC z powodu obecności białego karła. Obserwacja ta wykazała, że ESO 185-54 jest rozległym źródłem promieniowania rentgenowskiego o jasności około 27 ct/ks (szerokie pasmo). Redukcja tej ekspozycji ujawnia, że rzeczywiście istnieje linia jasnych źródeł rentgenowskich w poprzek centralnej galaktyki rentgenowskiej, NW i SE, blisko wzdłuż linii do jednej z dwóch silnych gromad rentgenowskich. Źródła te są odpowiednio podwójne, potrójne i podwójne. Źródła rentgenowskie wyrzucane z aktywnych galaktyk są często podwójne lub potrójne (Arp 2001), co sugeruje, że są to początkowe kwazary w procesie fragmentacji i ewolucji w grupy i gromady galaktyk o niższym przesunięciu ku czerwieni.

Na pełnej ekspozycji szerokopasmowej PSPC można również zauważyć, że większość słabszych źródeł promieniowania rentgenowskiego zarówno w centralnej grupie wokół ESO 185-54, jak i w bogatej gromadzie rentgenowskiej A3667 jest wydłużona względem siebie w taki sam sposób, jak galaktyki na rys. 2. Linie źródeł rentgenowskich 1, 2 i 3 na Rys. 5 znajdują się na p.a. = 137 i 305 stopni, podczas gdy kierunki do gromad rentgenowskich wynoszą odpowiednio około 125 i 300 stopni. Wzdłuż linii do A3667 znajduje się również gromada o wysokim przesunięciu ku czerwieni z = .710. Dalsze szczegóły podano w Arp i Russell 2001.

Uwaga dodana. Po przedłożeniu tego manuskryptu ukazał się preprint autorstwa Vikhlinina, Markevitcha i Murraya (2001) donoszący, że obserwacje Chandry gromady Abell 3667 wykazały łuk uderzeniowy, wskazujący, że porusza się ona w ośrodku międzygalaktycznym z prędkością około 1400 km/s. Stwierdzają oni, że krawędź jest „… prawie prostopadła do linii łączącej podgromady A i B.” To umieściłoby ją na p.a. = 122 do 127 stopni. Ale właśnie zauważono w ostatnim akapicie powyżej, że linia wyrzutu SE z centralnego ESO 185-54 wynosi około p.a. = 125 stopni. Mamy więc teraz bezpośredni dowód na to, że Abell 3667 porusza się dokładnie wzdłuż tej linii wyrzutu, którą wcześniej przewidywano.

Niedawne wyniki na temat otoczenia M101

Oprócz przypadku omówionego powyżej, w niedawnym badaniu przeprowadzonym przez Arpa i Russella (2001) odnotowano szereg innych przypadków gromad galaktyk sparowanych wzdłuż dużych, pobliskich galaktyk. Na przykład wydłużona gromada Abell 2256 skierowana w stronę NGC 6217 (Atlas of Peculiar Galaxies No. 185) z kwazarami z = .380, .376 i .358 blisko tej galaktyki z dżetem rentgenowskim. Para kwazarów radiowych 3C w poprzek innego obiektu Atlasu, nr 227, miała prawdopodobieństwo wynoszące tylko około 2 * 10^-9, że jest przypadkowa. Para ta wyznaczyła kierunek wyrzutu, który zakończył się na 11 jasnych gromadach Abell. Przedstawiono szereg innych przypadków, w których kolinearne ciągi kwazarów i gromad galaktyk wyłaniające się z dużych galaktyk o niskim przesunięciu ku czerwieni miały znikome szanse na bycie przypadkowymi.

Jednym z przypadków przedstawionych w powyższym odnośniku były dwie jasne gromady o z = 0,70 i z = 0,71, ustawione w linii prostej w poprzek pobliskiej spirali ScI o wysokiej pozornej magnitudzie, M101. Wiedziałem, że Markarian 273, uważana za jedną z ekstremalnie jasnych galaktyk podczerwonych, znajduje się stosunkowo blisko M101 po stronie gromady galaktyk o z = .070. Potem jednak zauważyłem gromadę Hickson Compact Group Nr 66 o z = .070. Okazało się, że znajduje się ona w kierunku M101 od gromady o z = .070. Podczas rozważania tego wydarzenia, astronom o szerszej świadomości, Amy Acheson, wysłała mi pytanie: „Dlaczego słynne, aktywne obiekty takie jak 3C295 mają tendencję do wypadania blisko jasnych galaktyk?” Nakreśliłem położenie 3C295 jak na Rys. 1 i zdecydowałem, że muszę szczegółowo zbadać różne rodzaje obiektów wokół tej szczególnie dużej, pobliskiej galaktyki.

Wypełnione okręgi na Rys. 1 przedstawiają wykres wszystkich galaktyk pomiędzy cz = 1500 i 2500 km/s na dużym obszarze wokół M101. Są one bardzo rzadkie na obrzeżach regionu, ale stale rosną w kierunku centrum, do pozycji, w której znajduje się M101. Trudno jest zrozumieć, w jaki sposób ta koncentracja w kierunku M101 może być efektem selekcji, ponieważ galaktyki o wyższym i niższym przesunięciu ku czerwieni są rozproszone mniej więcej równomiernie na całym obszarze. (Co więcej, galaktyki te tworzą linie promieniujące od pozycji M101 na zewnątrz. Linia promieniująca na NW – SE od M101 jest jednak najbardziej zaludniona. Otwarte okręgi pokazują galaktyki towarzyszące M101 o niskim przesunięciu ku czerwieni, które sięgają do tych samych obszarów – co pokazuje, że fizyczny związek z M101 sięga tej odległości.

Najnowsza aktualizacja na Rys. 1, pokazana tutaj, zaznaczyła pozycje najjaśniejszych gromad Abell (jak na wcześniejszym Rys. 7 Arp i Russell 2001). Dodano również trzy znaki plus wskazujące pozycje Mrk 273, HCG 66 i 3C295. Te trzy obiekty, wraz z dwiema jasnymi gromadami Abella, znajdują się mniej więcej na włóknie galaktyk rozciągającym się w kierunku NW – SE, które zostało zidentyfikowane w 1990 roku.

Mrk 273 jest jedną z trzech największych znanych galaktyk świecących w podczerwieni (Arp 2001). To niezwykłe, że znajduje się tak blisko i w takiej orientacji względem M101. Jest ona silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego i radiowego i pod tym względem jest podobna do aktywnych obiektów wyrzucanych z bardziej odległych galaktyk centralnych. Jednak w tym przypadku pozorna jasność zarówno galaktyki centralnej, jak i AGN sugeruje bliższą odległość i tłumaczy większą pozorną separację (~3 stopnie).

Dalej w tym kierunku napotykamy HCG 66 (Hickson 1994). Jest to zwarty łańcuch sześciu galaktyk, z których cztery mają przesunięcia ku czerwieni wynoszące średnio z = .070. Jako grupa przypomina małą gromadę (choć w konfiguracji nierównowagi). Z identycznym przesunięciem ku czerwieni wydaje się być powiązana z gromadą Abell 1767 tylko na NNW. Pod tym względem wydaje się być przedłużeniem Abell 1767 w ogólnym kierunku włókna obiektów prowadzących z powrotem do M101. Będzie to ważna właściwość gromad galaktyk, które wydają się być wyrównane z galaktyką centralną. Więcej wydłużeń gromad wzdłuż linii powrotnej do ich galaktyki macierzystej zostanie pokazanych w dalszej części tego artykułu. Jeśli chodzi o duże pozorne wydłużenie na niebie w poprzek M01 (patrz także Arp 1984), jedyną znaną dłuższą linią pozornej separacji jest linia galaktyk o wyższym przesunięciu ku czerwieni, rozciągająca się wzdłuż osi mniejszej M31 w Lokalnej Grupie Galaktyk, która jest oczywiście znacznie bliżej nas (patrz Arp 1998b).

3C295

Na SW od M101 na Rys. 1 znajduje się słynna galaktyka radiowa 3C295. Niezwykłe właściwości tej lokalizacji polegają na tym, że znajduje się ona w tej samej odległości i po drugiej stronie M101 od Mrk 273. Najbardziej uderzające jest jednak to, że znajduje się prawie dokładnie na linii do gromady SE Abell, przy z = .071. Pamiętam podekscytowanie w obserwatoriach Mt. Wilson i Palomar, gdy po raz pierwszy zmierzono przesunięcie ku czerwieni 3C295. Wśród najsilniejszych źródeł radiowych odkrytych w początkowych przeglądach radiowych, przesunięcie ku czerwieni Minkowskiego z = 0,46 z 1960 r. pozostało najwyższym przesunięciem ku czerwieni zmierzonym do 1975 r. (patrz Sandage 1999, aby zapoznać się z historią najważniejszych wydarzeń w Palomar w ciągu 50 lat).

Najnowsza obserwacja 3C295 została wykonana w promieniach rentgena przez Chandra (Harris et al. 2000). Pokazuje ona parę kondensacji rentgenowskich wychodzących z jądra pod kątem około p.a. = 144 stopni. Jest to to samo ustawienie, co płaty radiowe pokazane jako nałożone kontury. Ponieważ pochodzenie wyrzutów radiowych jest od dawna akceptowane, a dżety rentgenowskie często znajdują się w ich jądrze, źródła promieniowania rentgenowskiego w 3C295 są wskazywane jako będące w procesie wyrzutu. Co zaskakujące, w bardzo małej skali, pomiędzy 3C295 z = .461 a jej najbliższą główną towarzyszką z = .467, znajduje się znacznie jaśniejsza galaktyka z = .285. Dwie galaktyki o wyższym przesunięciu ku czerwieni są niemal idealnie wyrównane w poprzek galaktyki o niższym przesunięciu ku czerwieni, w odległości zaledwie 11 sekund kątowych po obu jej stronach. Istnieje bardzo mała szansa a priori, że tak jasna galaktyka przypadkowo pojawi się dokładnie w tym miejscu. Jest to oczywiście kwintesencja wzoru AGN wyrzuconego z większej galaktyki (często interpretowanego jako soczewkowanie grawitacyjne). Istnieją pewne wskazówki dotyczące świetlistej materii łączącej się z galaktyką centralną do 3C295 i należy uzyskać głębsze obrazy o wysokiej rozdzielczości, aby sprawdzić możliwość, że ta jaśniejsza galaktyka o niskim przesunięciu ku czerwieni jest źródłem 3C295 i jej towarzysza o podobnym przesunięciu ku czerwieni.

Rozmieszczenie jasnych galaktyk Markariana

Ze względu na prowokacyjną lokalizację Mrk 273 interesujące wydawało się sprawdzenie, czy w rozszerzonym polu M101 znajdują się podobne obiekty. Ekran SIMBAD został skonfigurowany w celu zestawienia obiektów jaśniejszych niż około 15,5 mag. z przesunięciem ku czerwieni pomiędzy 0,35 a 0,41. Pole o promieniu 10 stopni zostało ustawione arbitralnie. Rys. 4 pokazuje, że znaleziono łącznie pięć galaktyk Markariana. Nieoczekiwanie pojawiła się wyjątkowo aktywna Mark 231 w pobliżu północno-zachodniej krawędzi pola. Mrk 231 jest drugą z trzech najjaśniejszych galaktyk podczerwonych na niebie (Arp 2001). Znalezienie jej tutaj, w pobliżu Mrk 273 i w tym samym kierunku NW od M101 na skutek przypadku, wydaje się dość nieprawdopodobne.

Drugą kwestią, którą ilustruje rys. 4, jest to, że pięć galaktyk Markariana jest rozmieszczonych mniej więcej wzdłuż linii NW – SE, na której, jak zobaczymy dalej, znajduje się większość galaktyk i obiektów aktywnych. Wszystkie galaktyki Markariana są jednak obiektami wyjątkowymi. Intensywność, z jaką były badane, świadczy o ich znaczeniu – na przykład liczba odniesień w literaturze dla Mrk 231 wynosi 509, dla Mrk 273, 274; dla Mrk 477, 126; dla Mrk 474, 60, a nawet dla najmniejszej, Mrk 66, są 32 odniesienia.

Być może jeszcze bardziej imponujące jest jednak to, że jest to ogólne wyrównanie na prawie 20 stopniach nieba wyjątkowo aktywnych obiektów z prawie tym samym przesunięciem ku czerwieni: z = .041, .041, .038, .038, .035. Pod względem konwencjonalnej odległości przesunięcia ku czerwieni oznaczałoby to wąskie włókno fizycznie powiązanych galaktyk rozciągających się na ogromną odległość w przestrzeni. Tendencyjne byłoby stwierdzenie, że wszystkie te galaktyki znajdowały się w jednym konkretnym momencie swojej ewolucji. Jednak galaktyki powiązane z M101 mogą pochodzić z pojedynczego wyrzutu materii. Takie zdarzenia powtarzają się i mogą później dostarczyć różnych linii obiektów na różnych etapach ich ewolucji.

Rozmieszczenie jasnych kwazarów

Aby oddzielić kwazary tła od kandydatów do związku z M101, kolejny ekran SIMBAD został ustawiony na stosunkowo wysoką jasność pozorną V = 17,1 mag. Poszukiwania uzupełniono wizualnym przeszukaniem katalogu Verona i Verona oraz sprawdzeniem z listami kwazarów NED o wysokim przesunięciu ku czerwieni. Znalezione kwazary przedstawiono na rysunku 5. Pierwsze wrażenie jest takie, że te najjaśniejsze kwazary są rozmieszczone wzdłuż tej samej ogólnej linii galaktyk Markariana, którą właśnie omówiono. W szczegółach, kwazary znajdują się w pobliżu każdego ze znaków plus, które reprezentują galaktyki Markariana z Rys. 4, co sugeruje, że kwazary te mogły powstać niedawno z tych aktywnych galaktyk Markariana o niższym przesunięciu ku czerwieni, a niekoniecznie jako bezpośrednie wyrzuty z samej M101.

Niektóre z kwazarów o wysokim przesunięciu ku czerwieni mają tak jasne pozorne magnitudo, że niezależnie od średniej jasności dla tego przesunięcia ku czerwieni, są one z pewnością jednymi z najbliższych w tej klasie – jeśli przesunięcie ku czerwieni nie wskazuje na odległość (Arp 1999). Przykładami są przesunięcia z = 2,63 przy 17,0 mag, z = 1,86 przy 16,6 mag i z = 3,19 przy 15,8 mag. (Powinniśmy zauważyć, że chociaż kwazar z = 3,19 nie znajduje się w pobliżu galaktyki Markariana, jest dość blisko galaktyki podczerwonej IRAS o jasności 15,3 mag i z = .037, a zatem podobnej do galaktyk Markariana nakreślonych tutaj). Obiekt o jasności 15,5 mag to kwazar typu BL Lac, OQ 530, bardzo jasny w pozornej magnitudzie dla swojej klasy i zgodny z bliskim powiązaniem BL Lac z pobliskimi galaktykami, jak podano w Arp (1997, Tabela 2 i 1998a).

Numeryczne zbieżności przesunięć ku czerwieni

Istnieją pewne niezwykłe zgodności numeryczne w przesunięciach ku czerwieni wielu obiektów na Rys. 5. Wyróżniają się kwazary z = .646, .660 i .656. Należy zauważyć, że istnieje dodatkowy kwazar o jasności 17,7 mag, nieco poniżej granicy 17,1 mag, który ma z = .646 i znajduje się tuż na SW od M101. Ten ostatni tworzy bliską pozorną parę z kwazarem z = .660 znajdującym się bezpośrednio w poprzek M101. Jak wspomniano w poprzedniej sekcji, kwazary w większych odległościach od M101 mogą powstawać w wyniku wtórnych wyrzutów z wcześniej wyrzuconych, wciąż aktywnych galaktyk, takich jak obiekty Markariana.

Zbieżność numeryczna kwazarów 3C przy z = .961 i .967 również się wyróżnia. Jeszcze bardziej uderzające jest to, że te przesunięcia ku czerwieni zgadzają się bardzo ściśle z wartościami szczytowymi przesunięć ku czerwieni we wzorze Karlssona, który wyraża empiryczną zależność znalezioną przez wiele lat dla przesunięć ku czerwieni kwazarów:

z = .06; .30; .60; .96; 1,41; 1,96; 2,64; 3,48…

Zgodność między tymi przewidywanymi wartościami a wartościami dla większości kwazarów na Rys. 5 jest oczywista. Niedawno Burbidge i Napier (2001) wykazali bardzo znaczące rozszerzenie serii Karlssona do najwyższych przesunięć ku czerwieni.

Źródła radiowe 3C

Ponownie na Rys. 5 widzimy najjaśniejsze, najwcześniej odkryte źródła radiowe 3C, które opadają głównie wzdłuż linii obiektów przechodzącej przez M101 z NW na SE. Najwyraźniej 3C277.1 jest związana z Mrk 231, a 3C295 najwyraźniej z samą M101. Niektóre z pozostałych mogą być również związane z pobliskimi galaktykami aktywnymi, takimi jak Mrk 477.

3C303 jest szczególnie dobrze zbadanym obiektem, ponieważ ma wyraźny jednostronny strumień radiowy skierowany od zwartej galaktyki radiowej z = .141 w kierunku podwójnego płata radiowego, którego północny składnik znajduje się na p.a. = 280 stopni (Lonsdale et al. 1983). Kierunek do M101 wynosi około 289 stopni. Obserwacje ROSAT PSPC pokazują źródła rentgenowskie lekko rozciągnięte w kierunku NW-SE.

Szczególne znaczenie mają jednak trzy obiekty z nadmiarem promieniowania ultrafioletowego, najwyraźniej związane z zachodnimi płatami 3C303 (Kronberg et al. 1977). Margaret Burbidge uzyskała z widma jednego z nich przesunięcie ku czerwieni z = 1,57. Pomimo faktu, że ta asocjacja była dyskutowana jako możliwy rozstrzygający dowód na bliską odległość kwazarów, nie przeznaczono więcej czasu na uzyskanie widm pozostałych dwóch kandydatów.

Mając zakończony wykres na Rys. 5 możemy zaproponować, że istniał stożek obiektów wyrzuconych z M101 w kierunku NW – SE. Możemy też zinterpretować rozkład obiektów jako dwie raczej wąskie linie, jedną na p.a. = 110, a drugą na p.a. = 147 stopni. Preferujemy tę drugą interpretację, ponieważ chcemy teraz zbadać możliwy związek gromad galaktyk Abell z tymi liniami obiektów.

Rozciągnięcie gromady w stronę M101

Na podstawie wcześniejszych dowodów można oczekiwać, że gromady galaktyk są wydłużone wzdłuż linii ich pozornego wyrzutu. W pracy Arp i Russell (2001) gromady Abell 3667 i 3651 zostały sparowane w poprzek galaktyki centralnej ESO 185-54. Gromady były silnie wydłużone wzdłuż tej łączącej linii, a późniejsze obserwacje Chandry faktycznie wykazały łuku fali uderzeniowej, wskazujący na ruch na zewnątrz wzdłuż właśnie tej linii z prędkością 1400 km/s. Słynna gromada łuku grawitacyjnego Abell 370 wykazała wydłużenie w kierunku swojej rzekomej galaktyki macierzystej, jasnego Seyferta NGC1068. Kilka innych podobnych przykładów zostało również odnotowanych w powyższym odnośniku.

Skatalogowane galaktyki w promieniu 60 min kątowych wokół gromady Abell 1904 pokazują, że gromada jest zauważalnie wydłużona w kierunku prowadzącym z powrotem do 3C295, a zatem bardzo blisko linii prowadzącej z powrotem do M101. Inna gromada nieco słabszych galaktyk, Abell 1738, która znajduje się na północ od Mrk 66, ma stosunkowo niewielu członków gromady ze zmierzonymi przesunięciami ku czerwieni, ale są oni bardzo dokładnie wyrównani w kierunku M101.

Niewiele można powiedzieć o gromadzie Abell 1767 poza tym, że sprawia wrażenie, jakby była wyrównana z M101 pod kątem około 140 stopni. Źródła rentgenowskie PSPSC wokół 3C303 wydają się nachylone pod kątem około p.a. = 110 stopni w kierunku M101. Te dwie ostatnie gromady wymagałyby jednak ilościowego określenia ich optycznych izoplet galaktyk i/lub rentgenowskich konturów ich wygładzonego rozkładu.

Kształty gromad, w połączeniu z podobnymi danymi, wydają się jednak dostarczać przekonujących dowodów na powstanie gromady z punktu w pobliżu obecnej M101. W konwencjonalnym ujęciu, ograniczenia, które dają spontanicznie formujące się, liniowe, niezrównoważone konfiguracje w głębokiej przestrzeni, wydawałyby się wystarczająco trudne. Jednak ich wskazywanie wstecz na dużą galaktykę wymagałoby powiązania ich z ogólnie liniowymi, powtarzającymi się wyrzutami materii z tej galaktyki.

Dodatkowy przykład wyrównanych, połączonych gromad o różnym przesunięciu ku czerwieni

Rys. 6 przedstawia przypadkowo odkrytą asocjację, która dobrze ilustruje wydłużanie się gromad w kierunku galaktyki centralnej. Została ona odkryta, ponieważ byłem zainteresowany niezwykłą gromadą galaktyk CRSS J0030.5 +2618. Gromada ma z = .516 i nadmiar źródeł rentgenowskich Chandra o rząd wielkości (Brandt et al. 2000). Znajdują się w niej również dwie galaktyki o przesunięciu ku czerwieni z = .247, jedna o z = .269 oraz trzy kwazary o z = .492, 1.665 i 1.372, wszystkie w odległości 5 minut kątowych, a także kolejny kwazar o z = 1.094 w odległości 8 minut kątowych.

Zadałem pytanie: Gdzie jest jasna galaktyka, z której to wszystko zostało wyrzucone? Znalazłem ją około 2,5 stopnia dalej. Była to NGC 214, galaktyka ScI o jasności B_T^0,i = 12,48 mag i przesunięciu ku czerwieni v₀ = 4757 km/s lub z = .016. To przesunięcie ku czerwieni wskazuje, że jest ona związana z wszechobecnym lamentem Perseusza i Ryb (Arp 1990). Uderzającą cechą było jednak to, że jasne galaktyki towarzyszące o z = .02 i .03 rozciągały się na WNW bezpośrednio w kierunku skupiska obiektów o wysokim przesunięciu ku czerwieni, skupionych wokół gromady CRSS.

Oczywiście wtedy zapytałem: „Co znajduje się po drugiej stronie NGC 214?” Jak pokazuje Rys. 6, w odległości około 2 stopni i prawie naprzeciwko NGC 214 znajduje się gromada Abell, ACO 104 z przesunięciem ku czerwieni z = .082. Uderzającą cechą tej gromady jest to, że jest ona wyraźnie wydłużona w kierunku NGC 214. Interesujący jest również fakt, że galaktyki z = .04 i z = .05 prowadzą do gromady z kierunku NGC 214. (Istnieją nawet dwie galaktyki z = .03 widoczne wewnątrz gromady w wyższej rozdzielczości).

We wszystkich tych przypadkach wszystkie galaktyki i obiekty optyczne w tych obszarach powinny być całkowicie zmierzone. Jednak nawet na tym etapie wydaje się jasne, że istnieją ciągi obiektów rozciągające się w przeciwnych kierunkach od centralnej galaktyki NGC 214, a ich przesunięcia ku czerwieni stale rosną, gdy zbliżamy się do gromad galaktyk na obu końcach.

Efekt Sunjajewa-Zeldowicza

Obliczenia odległości gromad galaktyk na podstawie ich rozproszenia mikrofalowego tła w połączeniu z pomiarami ich rentgenowskiej jasności powierzchniowej wydają się opierać na tak sprawdzonych zasadach fizycznych, że trudno jest zrozumieć, jak ktokolwiek mógłby zaakceptować znacznie bliższe odległości, jak twierdzą obserwacje w niniejszym artykule. Jeśli jednak mamy brać obserwacje pod uwagę w równym stopniu, musimy zmierzyć się z pozorną niezgodnością pobliskich gromad galaktyk z wyznaczonymi odległościami S-Z.

Być może pierwszą kwestią, którą należy poruszyć, jest to, że w przypadku pobliskich gromad galaktyk mielibyśmy do czynienia z silnie niezrównoważonymi warunkami fizycznymi. Jeśli powstały one w wyniku niedawnych wyrzutów z galaktyk aktywnych, a one same wyrzucane są wtórnie i w konfiguracjach nierównowagi, być może błędem jest zakładanie zrównoważonych temperatur, promieniowania i gęstości energii. Silne wskazanie tej sytuacji pochodzi z rozważań nad przepływami chłodzenia. W wielu gromadach gęstości w pobliżu centrum są tak wysokie, że przepływy chłodzące wyczerpałyby dostępne ciepło w czasie znacznie krótszym niż kosmiczna skala czasowa. Sytuacja jest tak poważna, że pojawiły się sugestie dotyczące łączenia się lub akrecji obiektów towarzyszących w celu uzupełnienia energii w centrum (A. Fabian, Moriond Conference).

W rzeczywistości sytuacja w wielu gromadach, zwłaszcza tych zdominowanych przez dużą galaktykę centralną, jest taka, że dochodzi do potężnych wyrzutów, które muszą okresowo dodawać napływy energii do otaczającego ośrodka gromady. (Patrz np. 3C295 przedstawiona w Harris et al. 2000) Powstaje zatem pytanie: Czy obserwacje ośrodka gromady w danym czasie reprezentują stan fizyczny równowagi, na podstawie którego można dokonać konwencjonalnych obliczeń fizycznych?

Aby uczynić tę sugestię bardziej konkretną, rozważmy, że w celu uwzględnienia wewnętrznych przesunięć ku czerwieni obiektów w różnym wieku związanych z aktywną galaktyką, konieczne było bardziej ogólne rozwiązanie ogólnych relatywistycznych równań pola, w których masy cząstek są funkcją czasu (Narlikar i Arp 1993). Na początku wymaga to wyrzucenia plazmy cząstek o niskiej masie z prędkością bliską prędkości światła. Ze względu na niską masę, nowo wyrzucone cząstki mogą mieć duże przekroje czynne rozpraszania, umożliwiając efektywne wzmacnianie fotonów mikrofalowych. Dżety synchrotronowe / bremstrahlungowe są jednak obserwacyjnie dobrze skolimowane, co musi oznaczać stosunkowo niskie temperatury prostopadłe do kierunku ruchu. Ich energia jest w większości przekształcana w temperaturę tylko na powierzchni oddziaływania kokonu dżetów z otaczającym ośrodkiem. Oba te czynniki, silne rozpraszanie i efekty niskiej temperatury miałyby tendencję do dawania dużych odległości w równaniu SZ dla odległości gromady o małej masie całkowitej.

Ujmując to w możliwy do zaobserwowania sposób, nawet gdyby w pobliżu znajdowała się gromada w tymczasowej równowadze temperaturowej z dobrze określoną jasnością powierzchniową promieniowania rentgenowskiego, ale bez mierzalnej depresji mikrofalowej SZ, czy istniałby górny limit obliczony dla odległości tej gromady?

Miejscowa demonstracja pochodzenia galaktyki

Niedawno ogłoszony wynik obserwacji ultra jasnej galaktyki podczerwonej Arp 220 służy do zilustrowania pochodzenia formowania się grup i gromad galaktyk. Ta galaktyka ULIRG jest uważana za jedną z najjaśniejszych znanych galaktyk i jest niezwykle aktywna zarówno optycznie, jak i w promieniowaniu rentgenowskim. Badanie jaśniejszych źródeł promieniowania rentgenowskiego bezpośrednio wokół galaktyki pozwoliło zidentyfikować kwazary i kandydatów na kwazary (Arp et al. 2001). Najbardziej uderzająca jest para kwazarów pokazana na Rys. 7, które są dokładnie ustawione w poprzek centralnej aktywnej galaktyki. Do tej pory zidentyfikowano wiele takich par w aktywnych galaktykach i mają one zwykle podobne przesunięcia ku czerwieni. Jednak uderzającym wynikiem na Rys. 7 jest to, że ta para ma prawie identyczne przesunięcia ku czerwieni z = 1,26 i 1,25.

Normalnie taka para różniłaby się od swojej średniej o około 0,1 przesunięcia ku czerwieni, reprezentując prędkość wyrzutu w kierunku i od obserwatora od około 10 000 do 30 000 km/s. Istnieje jednak zbyt wiele bliskich dopasowań w przesunięciu ku czerwieni, aby można je było wyjaśnić źródłem wyrzutu, które przypadkiem znajdowało się blisko linii widzenia. Te bardzo bliskie dopasowania można bardziej wiarygodnie wytłumaczyć interakcją wyrzuconych proto-kwazarów z materią w wyrzucającej galaktyce i bezpośrednio otaczającym ją ośrodku. Pozbawia ona wyrzucane kwazary ich prędkości na zewnątrz, zatrzymuje je blisko ich galaktyki pochodzenia i pozostawia do zaobserwowania jedynie wewnętrzne przesunięcie ku czerwieni (Arp 1999). Interakcja z ciałem Arp 220 stanowiłaby naturalne wyjaśnienie spektakularnych zaburzeń tej galaktyki.

Jednak znaczenie rys. 7 dla dyskusji w niniejszym artykule polega na tym, że z południowo-zachodniego krańca Arp 220 wyłaniają się trzy galaktyki, z których wszystkie mają przesunięcie ku czerwieni około z = .09. Galaktyki te mają dość normalny wygląd, ale są połączone z Arp 220 zarówno za pomocą fal radiowych (patrz Arp 2001), jak i promieniowania rentgenowskiego, co wyraźnie widać na rysunku. Same w sobie są silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego i nie mogą być niepowiązanymi galaktykami tła. W rzeczywistości są one tak jasne w pozornym magnitudo, że gdyby znajdowały się w konwencjonalnie uważanej odległości przesunięcia ku czerwieni, miałyby przypuszczalną jasność kwazarów. Zamiast tego wydają się być kwazarami, które zostały poważnie zakłócone przy wyjściu z Arp 220, rozpadły się na oddzielne części i ewoluowały do obecnego rozmiaru i przesunięcia ku czerwieni, wciąż znajdując się na skraju galaktyki macierzystej. W przeciwieństwie do większości obserwowanych przypadków, w których kwazary nie ewoluują w galaktyki o niższym przesunięciu ku czerwieni, dopóki nie znajdą się w ekstremalnych odległościach od swojego źródła, obecna grupa reprezentuje rzadszy przypadek, w którym zostały one uwięzione w pobliżu galaktyki, którą rozbiły.

Obraz ten jest dodatkowo wzmocniony przez ślad źródeł rentgenowskich wychodzących z Arp 220 do kwazara SSW. Znajduje się on po stronie wyjścia galaktyk z = .09 i sugeruje, że ślad źródeł promieniowania rentgenowskiego reprezentuje materiał usunięty z bledszego z dwóch kwazarów, gdy przechodził przez region, w którym powstaje początkowa gromada galaktyk. Niezależnie jednak od szczegółów, obraz ten wydaje się bezpośrednio pokazywać, w jaki sposób kwazary, grupy galaktyk i gromady galaktyk powstają z pobliskich, aktywnych galaktyk o niskim przesunięciu ku czerwieni.

Odnośniki

1. Arp, H. 1966, Atlas of Peculiar Galaxies, California Institute of Technology; ApJS 123, Vol. XIV
2. Arp H. 1984, P.A.S.P. 96, 148
3. Arp H. 1990, J. Astrophys. Astr. (India) 11, 411
4. Arp, H. 1997, A&A 319, 33
5. Arp, H. 1998a, Seeing Red: Redshifts, Cosmology and Academic Science, Apeiron, Montreal
6. Arp. H, 1998b ApJ 496, 661
7. Arp, H. 1999, ApJ 525, 594
8. Arp, H. 2001, ApJ 549, 780
9. Arp, H. and Russell, D. 2001, ApJ 549, 802
10. Arp, H., Burbidge, E., Chu, Y., Zhu, X. 2001, ApJL 553 in press and astro-ph/0101538
11. Brandt, W., Hornschmeier A., Schneider, D., et al 2000, AJ 119, 2349
12. Burbidge, G. and Napier W. 2001, AJ, 121,21
13. Grandi, S., Böhringer, H., Guzzo, L. et al. 1999, ApJ 514, 148
14. da Costa, L., Nicolaci, Pellegrini, P. et al. 1988, ApJ 327, 544
15. Harris, D., Nulsen, P., Ponman,T., et al. 2000, ApJ 530, L81
16. Hickson, P. 1994, Atlas of Compact Groups of Galaxies, Gordon and Breach
17. Knapp,G, Henry, J., Briel, U. 1996, ApJ 472, 125
18. Kronberg, P., Burbidge, E., Smith, H., Strom, R. 1977, ApJ 218, 8
19. Lonsdale, C., Hartley-Davies R., Morison, I. 1983, MNRAS 202, 1L
20. Maia, M., da Costa, L., Latham, D. 1989, ApJS 69 809
21. Narlikar J., Arp H. 1993, ApJ 405, 51
22. Ramella, M., Focardi, P., Geller, M. 1996, A&A 312, 745
23. Rottgering, H., Wieringa, M., Hunstead, R., Ekers, R. 1997, MNRAS, 290 577
24. Saraiva, M., Ferrari, F., Pastoriza, M. 1999, A&A 350, 399
25. Vikhlinin A., Markevitch, M., Murray S. 2000, astro-ph/0008496
26. Sandage, A. 1999, ARA&A 37, 445