Galaxy cluster

منجمان و کیهان شناسان  فرض می‌کنند که عالم در مقیاس بزرگ همگن و همسانگرد است (اصل کیهان‌شناختی). این عقیده به‌وضوح در مقیاس‌های کوچک‌تر درست نیست. به‌عبارت‌دیگر، در مقیاس‌های کوچک، کهکشان‌ها به‌صورت همگن توزیع نشده‌اند. آنها معمولاً در مجموعه‌های بزرگ‌تری به نام گروه‌ها و خوشه‌ها جمع شده و ساختارهای بزرگ‌تری را در عالم می‌سازند. کهکشان‌های هر مجموعه، از لحاظ گرانشی به همدیگر مقید بوده و همانند ستاره‌ها در خوشه‌های ستاره‌ای، آنها هم در این  گروه‌ها و خوشه‌ها مدام در حال حرکت  به دور مرکز جرم مشترکشان هستند.

 

 

به مجموعه‌هایی از این کهکشان‌ها که شامل تعداد زیادی از این کهکشان‌ها است خوشه کهکشانی می‌گویند و به مجموعه‌های با تعداد کمتر گروه کهکشانی می‌گویند. به‌عبارت‌دیگر دسته‌بندی این دو مجموعه بر اساس تعداد صورت می‌گیرد و تمایز اساسی بین آنها وجود ندارد.  به‌گونه‌ای که در بعضی منابع از گروه‌ها با عنوان خوشه‌های کوچک‌تر هم ذکر شده است.

 

 

 

خوشه‌ها معمولاً دارای بیشتر از 30  کهکشان درخشان هستند. و دارای اندازه متوسط حدود شش مگاپارسک هستند. خوشه‌ها به دلیل تعداد بیشتر کهکشان‌ها نسبت به گروه‌ها دارای جرم بیشتر و همچنین پراکندگی سرعت بالاتری هستند. بسته به بزرگ و یا کوچک بودن خوشه‌ها، آنها می‌توانند پراکندگی سرعت مشخصه  بین 800 تا 1000 کیلومتر بر ساعت داشته باشند.  جرم متوسط خوشه‌ها در حدود   برابر جرم خورشید است.

 

خوشه‌های کهکشانی  بر حسب ظاهر و توزیع کهکشان‌های آنها به دو دسته منظم و بی نظم تقسیم می‌شوند. اگر کهکشان‌ها کم و بیش تقارن دایره‌ای داشته باشند و در مرکز متمرکز باشند خوشه منظم خواهد بود در غیر این صورت آن را بی‌نظم می‌نامند.

 

 

دو مورد از خوشه‌هایی که به دلیل نزدیکی به‌خوبی مطالعه شده‌اند خوشه‌های ویرگو و کما هستند:

 

خوشه ویرگو نزدیک‌ترین خوشه به کهکشان  و گروه محلی است. مرکز خوشه ویرگو در فاصله حدود 16  مگاپارسکی از زمین قرار دارد. این خوشه شامل حدود 250 کهکشان بزرگ و حدود 2000 کهکشان کوچک که در فضایی به اندازه حدود 3 مگاپارسک قرارگرفته‌اند است. و یک خوشه  نسبتاً غنی از کهکشان محسوب می‌شود.  این خوشه تقارن خاصی ندارد که به‌نوعی بیانگر این است که زمان بیشتری لازم است تا خوشه  به تقارن و پایداری دینامیکی دست یابد.

 

خوشه کما اما یک خوشه منظم است  این خوشه بسیار غنی (از کهکشان) می‌باشد (تقریباً غنی تر از 95 درصد خوشه‌های دسته‌بندی شده توسط آبل (Abell) ). کما در شمال خوشه ویرگو قرار دارد و فاصله آن از زمین در حدود 90 مگاپارسک است. خوشه کما احتمالاً از حدود 10000 کهکشان تشکیل شده است. که از این تعداد حدود 1000 کهکشان، کهکشان‌های بزرگ می‌باشند و مابقی کهکشان کوتوله و کم‌نور. این خوشه متقارن است و بیشتر کهکشان‌ها در مرکز متمرکز شده‌اند.

 

به‌طور کلی بیشتر کهکشان‌های موجود در خوشه‌ها،  کهکشان‌های اولیه (بیضوی گون و عدسی گون) هستند. در خوشه‌های منظم حدود 80 درصد از کهکشان‌های بیضی‌گون و عدسی گون هستند. در خوشه‌های بی‌نظم این عدد به 50 درصد خواهد رسید. این در حالی است که تنها 30 درصد از  کهکشان‌های آزاد  که در خوشه‌ها  نیستند عدسی و یا بیضی‌گون هستند. از این موضوع این‌طور برداشت می‌شود که کهکشان‌ها درمحیط های با تراکم بالای کهکشانی مانند خوشه‌ها دچار تغییراتی در ریخت می‌شوند و مکانیزم های مختلفی هم برای این تغییرات پیشنهاد شده است.

 

خوشه‌های کهکشانی همچنین یکی از منابع مهم تابش پرتو ایکس هستند. این تابش پرتو ایکس از لحاظ مکانی گسترده و پخش‌شده است و بنابراین نمی‌تواند از کهکشان‌های عضو خوشه نشات گرفته باشد.  با توجه به توزیع  انرژی تابشی پرتو ایکس به نظر می‌رسد این تابش نتیجه تابش ترمزی پلاسمای داغ بین کهکشان‌های خوشه است. دمای محیط درون خوشه‌ای در محدوده 10 تا 100 میلیون کلوین است که متناظر با فوتون‌هایی با انرژی 1 تا 10 کیلو الکترون‌ولت است و بنابراین انتظار می‌رود که گاز درون خوشه به طور کامل یونیزه شده باشد.  بنظر می رسد علت تابش گاز در محدوده پرتو ایکس، داغ شدن گاز در اثر  برخورد های کهکشانی در خوشه ها می باشد.

منابع:

سایت ویکی پدیا

سایت دانشنامه کاسموس (Cosmos Encyclopedia )

کتاب تشکیل و تحول کهکشان ها (Galaxy Formation and Evolution (Mo, Bosch, White))