MACS J0152.5-2852 е големо галактичко јато. Скоро секое тело кое се забележува на сликата е глаксија, која е состои од милијарди ѕвезди.[1]
Галактички групации и јата — најголеми познати гравитациски сврзани тела кои настанале при создавањето на структурата на космосот.[2] Тие го образуваат најгустиот дел од видливата вселена. Во моделите за гравитациското создавање на структурата од ладната темна материја, првично ќе колабираат најмалите структури и притоа како краен производ се добиваат најголемите структури, галактичките јата. Јатата се создадени во периодот пред 10 билиони години и тој процес продолжува и до денес. Групациите и јатата можат да содржат од десетици до илјадници галаксии. Самите јата честопати се групираат со поголеми, негравитиционо сврзани групи наречени суперјата.
Карта на местоположбите на илијадници галаксии од истражувањата направени од VIPERS.[3]
Групации на галаксии се најмалите единки на јатата. Тие обично не содржат повеќе од 50 галаксии и имаат пречник од 1 до 2 мегапарсеци (мпс). Нивната маса е околу 1013сончеви маси. Брзината со која се шират поединечно галаксиите е околу 150 км/с. Сепак оваа дефиниција треба да се користи како водич, бидејќи поголемите галактички системи понекогаш се класифицирани како галактички групи.[4] Групациите се најчестите структури на галаксиите во универзумот, сочинувајќи 50% од галаксиите во месниот универзум. Нивната маса може да се движи во рамките на онаа на многу големите елиптични галксии и јата на галаксии.[5]
Во јули 2017 г. С. Пол Р.С. Џон и останатите, јасно ги определиле обележјата за сортирање на ‘галактичките групации’ и ‘јата’ врз основа на законите на сразмерноста следени од нивна страна[7]. Според овој труд, овие големосразмерни структури во универзумот со маса помала од 8 × 1013сончеви маси се означува како Галактичка групација.
Богато расејување од галаксии снимено со ВФИ прикачен на 2,2 метарскиот телескоп МПГ/ЕСО.
Јатата се поголеми од групациите, иако не постои остра граница за разликување. Кога се набљудуваат, јатата се збирови на галаксии кои се држат заедно со помош на заеднички гравитациски привлекувања. Сепак, нивните брзини се премногу големи за да останат гравитициски поврзани преку гравитациското заемодејтво, што пак укажува на присуството на дополнителен невидлив масен дел или пак, дополнителна привлечна сила покрај гравитациската. Рендгенските истражувања покажуваат присуство на меѓуѕвезден гас попознат како внатрејатовна средина (ИКМ). Овој гас е многу жежок, помеѓу 107К и 108К, и соодветно на тоа оддава рендгенски зраци во облик на закочно зрачење и линиска атомска спектрална линија.
Галактичкото јато ACO 3341.
Целокупната маса на гасот е двапати поголема од масата на галаксиите. Сепак нема доволно маса за да ги задржи галаксиите во јатото. Бидејќи гасот е во хидростатичка рамнотежа со целокупното гравитациско поле на јатото, може да се определи вкупното распределување на масата. Произлегува дека крајната маса изведена од ова мерење е приближно шест пати поголема од масата на галаксиите или жешкиот гас. Делот кој недостастува е познат како црна материја и нејзината природа е непозната. Во најпросечно јато само 5% од вкупната маса е во облик на галаксии, можеби 10% во облик на жежок рендгенскооддавен гас, а остатокот припаѓа на темната материја. Браунштајн и Мофат[8] со употреба на теоријата за употребиле теорија на прилагодена гравитација за да ги објаснат рендгенските маси во јатото без темна материја. Набљудувањата на галактичкото Куршум се најсилен доказза постоењето на темната материја[9][10][11] сепак, Браунштајн и Мофат[12] покажале дека нивната теорија за прилагодена гравитација може исто така да ги даде својствата на јатото.
Методи за набљудување
Галактичкото јато LCDCS-0829 кое има улога на џиновска лупа. Овој ефект се нарекува гравитациска леќа.
Јатата од галаксии можат да се најдат со испитувања испитувања со бројни набљудувачки техники и се детално проучени со помош на многу методи:
Оптичка или инфрацрвена астрономија: Поединечните јата на галаксии можат да бидат проучувани со помош на оптички или инфрацрвени слики и спектроскопија. Галактичките јата можат да бидат пронајдени со оптички или инфрацрвени телескопи преку потрага на зголемени густини, а потоа потврдени со изнаоѓање на неколку галаксии со слично црвено поместување. Инфрацрвената потрага е покорисна за пронаоѓање подалечни (со поизразено црвено поместување) јата.
Рендгенска: Жешката плазма оддава рендгенски зраци кои можат да бидат забележани со рендгенскителескопи. Гасото во јатото може да биде проучуван со помош на рендгенски слики или рендгенска спектроскопија. Јатата лесно се истакнуваат во рендгенските испитувања и заедно со (АГЈ) се најсветлите оддавачи на рендгенско зрачење.
Радио: голем број на дифузни структури кои оддаваат радиофреквенции се пронајдени во јатата. Групи на радиоизвори (кои можат да бидат дифузни структури или АГЈ) се употребувани како трагачи на местоположбата на јатото. При големо црвено поместување сликањето околу поединечните радиоизвори (во овој случај АГЈ) се употребуваат за да се пронајдат протојатата (јата кои се во процес на создавање).
Гравитациска леќа: јатата на галаксиите содржат доволно материја за да ги нарушат местоположбите на галаксиите зад нив. Набљудуваните нарушувања можат да искористат како модел за распределување на темната материја во јатото.
Јатата на галаксии се најновите и најмасивните објекти кои настанале во хиерархиското структурно создавање на универзумот и проучувањето на јатата ни објаснува како галаксиите се создаваат и развиваат. Јатата имаат две важни својства: нивните маси се доволно големи за да го задржат кој било енергетски гас исфрлен од соседните галаксии и топлинката енергија во рамките на јатото е забележлива во ренденгскиот дел на спектарот. Набљудуваната состојба на гасот во рамките на јатото е утврдена со помош на комбинирање на нагло загревање за време на прирастот, зрачното ладење и топлинската повратна реакција предизивикана од тоа ладење. Густината, температурата и подструктурата на внатрејатовниот рендгенски гас ја претставува целата топлинска историја на создавањето на јатоот. За подобро да се разбере оваа топлинска историја треба да се проучи ентропијата на гасот, од причина што ентропијата е величината која најдиректно се менува од зголемувањето или намалувањето на топлинската енергија на внатрејатовниот гас.[14]
↑UTK Physics Dept. „Groups of Galaxies“. University of Tennessee, Knoville. Посетено на September 27, 2012. Не се допушта закосување или задебелување во: |publisher= (help)
↑Markevitch; Gonzalez; Clowe; Vikhlinin; David; Forman; Jones; Murray; Tucker (2003). „Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56“. Astrophys. J. 606 (2): 819–824. arXiv:astro-ph/0309303. Bibcode:2004ApJ...606..819M. doi:10.1086/383178.
↑Coe, Dan; Benítez, Narciso; Broadhurst, Tom; Moustakas, Leonidas A.; Benítez; Broadhurst; Moustakas (2010). „A High-resolution Mass Map of Galaxy Cluster Substructure: LensPerfect Analysis of A1689“. The Astrophysical Journal. 723 (2): 1678. arXiv:1005.0398. Bibcode:2010ApJ...723.1678C. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1678.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
