Газ в скоплениях галактик и реликтовый фон. Рентгеновские наблюдения газа в скоплении Персей и в центре нашей Галактики тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГ6 од

л п г;:5;

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

на правах рукописи

Маркевич Максим Леонидович

ГАЗ В СКОПЛЕНИЯХ ГАЛАКТИК И РЕЛИКТОВЫЙ ФОН.

РЕНТГЕНОВСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАЗА В СКОПЛЕНИИ ПЕРСЕЙ И В ЦЕНТРЕ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ.

01.03.02 Астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 1993

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научный руководитель — академик Р. А. Сюняев

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических паук, проф. Л. А. Вайнштейа (ФИРАН им. П.Н.Лебедева)

кавдидат физико-математических наук А. А. Старобинский (ИТФ им. Л.Д.Ландау)

Ведущая организация:

Государственный астрономический институт им. Штернберга при МГУ

седакии специализированного совета Д 002.94.01 при Институте космических исследований РАН по адресу: Москва, ул. Профсоюзная, 84/32, ИКИ РАН,

Защита диссертации

часов ..а за-

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАИ.

Автореферат разослан

1993 г.

Ученый секретарь

специализированного совета Д 002.94.01 кандидат технических наук

В. Е. Нестеров

1 Общая характеристика работы

Актуальность темы

Недавнее замечательное открытие спутниками СОВЕ и Реликт-1 флуктуаиий фона на угловых масштабах в несколько градусов вызвало резкий рост интереса радиоастрономов к поиску анизотропии на меньших угловых масштабах. Известно, что горячий газ в скоплениях галактик, наблюдаемый в рентгеновском диапазоне, вызывает изменение яркости реликтового фона в направлен™ на скопления — эффект, предсказанный Я.Б. Зельдовичем и Р.А. Сюняевым, и уже наблюдавшийся в направлении на несколько скоплений самыми чувствительными радиотелескопами. Программы радионаблюдекий скоплений галактик с целью обнаружения этого эффекта разработаны во многих ведущих обсерваториях, включая VI,А, ОУЕО, РАТАН-600, антенны в Австралии, Великобритании, Германии, Испании, США. Спектр микроволновых "источников" , связанных со скоплениями, очень специфичен (источник отрицательный на сантиметровых длинах волн и положительный в' субмиллиметровой области). В отличие от "нормальных" источников, субмиллиметровая яркость скоплений не убывает с ростом расстояния до них, и далекие скопления должны быть ярче самых ярких квазаров в этой области спектра. Это дает уникальную возможность исследовать эволюцию скоплений вплоть до самых ранних эпох, позволяет измерить постоянную Хаббла, VI, в принципе, позволяет провести космологические тесты с целью оценки средней плотности вещества во Вселенной.. Так как эксперименты по измерению этого эффекта очень сложны (и дороги), и результаты находятся на пределе чувствительности радиотелескопов, для интерпретации существующих измерений и планирования будущих экспериментов требуется тщательное теоретическое моделирование эффекта.

Основной источник неоднозначности в таком моделировании — это недостаточность и неоднозначность рентгеновских данных о состоянии горячег о газа в скоплениях и его эволюции. В частности, неизвестно, изотермичен ли газ в большинстве скоплений, или есть значительные неоднородности в распределении температуры. Такие неоднородности, во-первых, изменили бы предполагаемую субмиллиметровую яркость скопления, а, во-вторых, чтя более важно, показали бы, что скопление все еще находится в процессе чпрязова-ния, и что сегодняшние скопления — это молодые объекты. Предварительные данные обсерватории ЛОЗАТ о неоднородностях в распределении рентгенове-

кой яркости, обнаруженных во многих скоплениях, говорят как раз об атом. Рентгеновский телескоп АРТ-П на борту космической обсерватории Гранат дал интересную возможность провести наблюдения газа в богатом и относительно близком скоплении галактик в созвездии Персея. Полоса анергий и угловое разрешение те лескопа. подходят для того, чтобы проверить, является ли газ в ртом скоплении однородным и изотермичным.

По данным предыдущих рентгеновских экспериментов, область горячего газа размером в несколько сот парсек есть и в центре нашей Галактики. Его температура, оцененная по данным телескопов вЫда и ТТМ, должна быть очень высокой — более 10 кзВ. Плазма с такой температурой не может быть стабильной я слабом гравитационном потенциале втой протяженной зоны центра Галактики и поэтому должна быть относительно молодой, что требует гигантского енерговыделения в области Галактического центра в течение последних 3-4 тыс. лет. Данные телескопа АРТ-П помогли разрешить вту проблему.

Цель работы

Цель работы заключалась в моделировании вффекта еволюционирующих скоплений галактик на реликтовый фон. предсказаниями того, что можно ожидать в перспективных вкспериментах по поиску флуктуаций фона, а также в использовании существующих измерений для того, чтобы установить ограничения на эволюцию скоплений и некоторые космологические параметры. Наблюдения скопления Персей проводились для выяснения условий, в которых находится газ в втом скоплении, и того, насколько применимы допущения, сделанные при моделировании микроволнового вффекта. Исследования диффузного источника в центре Галактики первоначально были проведены дня проверки метода обработки данных, использованного при наблюдении диффузного излучении газа скопления галактик в Персее; затем выяснилось, что они дают возможность прояснить природу втого источника.

Научная новиона

Моделирование вффекта скоплений на реликтовый фоп, в котором была аккуратным образом воспроизведена выборка наблюдаемых сегодня скоплений и учтена их веолюция в предположениях плоской и открытой вселенной и различных спектров первичных флуктуаций плотности, позволило ограничить область допустимых значений параметров в плоскости "плотность вещества

во Вселенной — спектр первичных флуктуаций", используя результаты существующих экспериментов. Результаты моделирования могут быть использованы для интерпретации будущих экспериментов по поиску микроволновых источников, связанных со скоплениями галактик.

При наблюдении скопления галактик в созвездии Персей рентгеновским телескопом АРТ-П было открыто существование нескольких областей в газе, имеющих разную температуру (одна из них наблюдалась также обсерваторией ЛОБАТ в мягком рентгене), совпадающих с обнаруженными в этом скопле-ниии подгруппами галактик. Это свидетельствует о динамической молодости скопления.

Наблюдения телескопом АРТ-П протяженного источника в центре нашей Галактики, который ранее считался областью горячего газа с температурой 10-15 кэВ, позволили разрешить вопрос о его природе. Выяснилось, что мягкая и жесткая его компоненты имеют разное происхождение: мягкая в самом деле может быть тепловым излучением плазмы с температурой 1-3 кэВ, а жесткая — это, вероятнее всего, результат рассеяния молекулярным газом излучения близлежащих компактных источников. В пользу этого говорят спектр и форма источника на энергиях выше 10 кзВ (изображения источника на этих энергиях были получены впервые). Исходя из интенсивности рассеянного потока, была сдельна оценка верхнего предела на светимость Галактического центра в прошлом.

Практическая ценность работы

Результаты моделирования эффекта скоплений на реликтовый фон в предположении различных эволюционных моделей позволили интерпретировать существующие эксперименты по поиску флуктуаций фона на минутных угловых масштабах и ограничить область допустимых значений космологических параметров. Эти результаты также позволяют выбрать оптимальную наблюдательную стратегию для перспективных (сложных и дорогостоящих) экспериментов по поиску флуктуаций и источников, связанных со скоплениями.

Результаты наблюдения скопления Персей и протяженного источника з Галактическом центре проясняют физические условия и природу этих объектов, и также будут использованы в планировании последующих экспериментов.

Основные положения, выносимые на оахциту

1. Результаты моделирования влияния эволюционирующих скоплений на реликтовый фон. Предсказание уровня флктуаций реликтового излучения на масштабах порядка угловых минут, вызываемых газом в скоплениях галактик. Нижний предел на космологический параметр плотности П и ограничения ка спектр первичных флуктуаций плотности, вытекающие из экспериментов 0VR.0 и NEAO по поиску флуктуаций фона.

2. Средняя величина искажения спектра реликтового фона, вызываемого скоплениями, в различных эволюционных моделях.

3. Предсказанные кривы подсчетов микроволновых источников, связая-ных с газом в скоплениях, для экспериментов с разным угловым разрешением. Ограничения на космологические параметры, накладываемые экспериментами по поиску микроволновых источников OVRO RING и VLA.

4. Рентгеновские наблюдения горячего газа в скоплении Персей; обнаружение областей разной температуры, совпадающих с подгруппами галактик в скоплении.

5. Рентгеновские изображения протяженного источника в центре Галактики, ранее считавшегося областью горячей плазмы с температурой 10-15 кэВ, в разных спектральных диапазонах, и его спектр свидетельствуют о том, что жесткая компонента источника, вероятнее всего, возшшает при рассеянии фотонов от близлежащих источников в молекулярных облаках. При этом нет необходимости привлекать газ с неправдоподобно высокой температурой для объяснения природы источника.

6. Верхний предел на светимость Галактического центра за последние 400 лет, исходя из наблюдений диффузного рентгеновского источника в центре Галактики.

Апробация работы

Результаты диссертации докладывались на съезде Американского астрономического общества (Сииттл, 1991 г.), на двух семинарах ГАИШ и на семинарах Отдела астрофизики высоких энергий ИКИ РАН.

Публикации

По теме диссертации опубликовано 6 работ. Еще 2 работы находятся в печати:

Markevitch, M., Blumenthal, G.R., Forman, W., Jones, С., and Sunyaev, R.A. "Cluster Evolution and Microwave Source Counts", Ap.J., 1993, accepted;

Churazov, E., Gilfanov, M., Sunyaev, R., Grebeoev, S., Markevich, M., Paviiusky, M., Dyachkov, A., Khavenson, N., et al. "Review oí Galactic Center Observations with Granat", Proc. Frontiers of Space and Ground-based Astronomy, Noordwijk, May 1993, eds. W. Wamsteker et al. (Dordrecht: Kluwer).

Объем диссертации

Диссертэ.ция состоит из предисловия и трех частей, каждая из которых имеет заключение и список литературы.

2 Содержание работы

Первая часть работы посвящена моделированию влияния на реликтовый фон горячего межгалактического газа в эволюционирующих скоплениях галактик.

Рентгеновские наблюдения скоплений и групп галактик, проводившиеся в течение последних 20 лет, показали, что эти объекты содержат значительное количество горячего межгалактического газа. Электронная температура этого газа лежит в интервале°1-15 кэВ, а его плотность порядка 10 — Ю-3 см~3 в центральных частях скоплений. Оценки массы межгалактического газа дают 10й — 10,3Л/д а объеме радиусом несколько Мпк.

Я.Б.Зельдович и Р.А.Сюняев показали, что томсоновское рассеяние фотонов реликтового фона на горячих электронах мело-алактического газатз скоплениях должно вызывать заметное искажение спектра фона в направлении на скопление. Можно рассматривать скопление как источник микроволнового излучения или поглощения, наложенный на неискаженный реликтовый фон. На волнах длиннее 1.37 мм скопления являются отрицательными источниками с максимумом "яркости" на А = 2.3 ми. В Рэлей-Джинсовской области фонового спектра эффект эквивалентен понижению температуры фона в направлении на скопление. На А < 1.37 м«- скопления становятся настоящими источниками, и дают максимальную добавку к яркости фона ка А = 0.8 мм. На А = 1.37 мм поток равен нулю, если скопление не движется в системе отсчета реликтового излучения. Эффект этот уже наблюдался в Рэлей-Джинсовской области спектра в направлении на ряд скоплениях: А665, A221S, 0016+16 и A57fi; недавно понижение яркости фона было открыто в А2163 и в Коме. В

направлении на центры скоплений наблюдалось понижение температуры 0.5 -2 мК, и результаты, полученные разными группами, согласуются.

Микроволновая поверхностная яркость (положительная или отрицатель-нал) неэволюционирующего скопления не зависит от красного смещения г, тогда как поверхностная яркость обычного источника убывает с ростом г как (1+г)4 из-за того, что расстояние до объекта, определяемое по светимости и по угловому размеру, по-разному зависит от z. Это объясняется тем, что плотность энергии микроволнового фонового излучения пропорциональна (1 + г)4, и приводит к тому, что у нееволюционирующего скопления микроволновоя "светимость" растт как (1 + г)4. Далекие скопления, т.о., должны быть одними из самых сильных микроволновых источников во Вселенной. Однако, физическая еволюция скоплений очень сильна. Вид микроволнового неба, населенного скоплениями, сильно зависит от плотности вещества во Вселенной, но еще сильнее от вволюции скоплений на больших г, как мы увидим из результатов нашей работы. Это делает микроволновые наблюдений скоплений галактик мощным потенциальным инструментом изучения их еволюпии.

Далее мы излагаем метод моделирования участка, микроволнового неба, населенного скоплениями галактик. Существует два подхода h моделированию влияния горячего газа в объектах на больших z на реликтовый фон. В одном из них моделируется рост первичных флуктуаций плотности и развитие из них скоплений. Мы применили другой подход, взяв в качестве отправной точки наблюдаемую сегодня выборку скоплений (по данным рентгеновской обсерватории Einstein), и "масштабировали" ее в прошлое в соответствии с аволюциоиньши зависимостями модели "самоповторяющейся" (self-similar) иерархической вволюции скоплений, которая является достаточно общепринятой. (В диссертацию не вошло обсуждение применимости втой модели в свете последних данных; его можно найти в статье Maikevitch et al. "Cluster Evolution and Microwave Source Counts", 1993, Ap.J., in press) Этот подход к моделированию скоплений в прошлом наилучшим возможным образом использует рентгеновские данные о газе в сегодняшних скоплениях, т.к. при етом автоматически учитываются все их наблюдаемые свойства и корреляции между ними. Оп также относительно устойчив к тому, насколько адекватно модель вволюции отвечает реальному положению вещей, т.к. он использует в качестве "граничного условия" скопления, существующие и наблюдаемые сегодня, а не первичные флуктуации материи в очень ранние впохи.

В открытой модели Вселенной нгвволюционирующие скопления на боль-

ших г имеют меньший угловой размер, чем в случае П = 1, и, следовательно, меньший микроволновый поток. Повтому как угловые флуктуации фона, так и среднее искажение его спектра сильнее в случае П = ]. Модель иерархической эволюции предполагает, что вначале возникают меньшие объекты, которые затем объединяются в более крупные: так должно происходить с флуктуаци-ями плотности материи под действием гравитации, при выполнении некоторых ограничений на их спектр. Для нас в то означает, что скопления в прошлом были более плотными и многочисленными, имели меньшую массу, физический размер и микроволновый поток. Б случае Я < 1 эволюция медленнее; используя сегодняшние скопления в качестве исходной точки, вто означает, что скопления в прошлом должны быть более яркими, чем в случгъе П = I — эффект, противоположный по знаку тому, что дает зависимость геометрик пространства от О. Скорость эволюции также различна для различных спектров флуктуаций плотности (спектр этот характеризуют показателем степени п — при больших п слабее флуктуации на крупных масштабах и медленнее эволюция.) В нашей модели Пип — свободные параметры. Флуктуации фона, искажение его спектра и число ярких скоплений на микроволновом небе оказываются в итоге большими для моделей с меньшими П и большими п.

По картинкам неба, которые мы получили для разных моделей, мы вычислили среднее искажение спектра фона, и нашли, что оно более чем на порядок ниже верхнего предела, полученного СОВЕ, для всех П > 0.05 и п< 1. Угловые флуктуации фона на масштабах в несколько градусов также более чем на порядок меньше измеренных спутниками СОВЕ и Реликт.

Скопления дают максимальные флуктуации на минутных угловых масштабах. Было предпринято несколько попыток поиска флуктуаций на втих масштабах; флуктуаций не было обнаружено, и самые низкие верхние пределы на их величину были установлены в экспериментах N11 АО и ОУШЭ. Мы использовали их результаты для сравнения с предсказаниями наших моделей, и оказалось, что они значительно ограничивают область допустимых значений в плоскости П - п. В ходе этих экспериментов с высокой чувствительностью измерялся сигнал из нескольких точек неба, и были вычислены верхние пределы на величину флуктуаций с гауссовым распределением. Флуктуации, производимые скоплениями, сильно отличаются от гауссовых,-и не могут быть охарактеризованы, скажем, с помощью величины среднеквадратичного отклонения. Поэтому для того, чтобы корректно сравнить результаты экспериментов с моделями, мы "пронаблюдали" смоделированные участки неба в точности

таким же образом, как это происходило в экспериментах, и оценили вероятность получить такие же измерения.

В результате, комбинируя оба. этих эксперимента, мы установили следующие !)5%-ние нижние пределы на А в рамках нашей эволюционной модели: (I > 1/10 для п=-1, П > 1/7 для п=0 и Л > 1/5 для п=+1 в консервативном предположении о том, что в скоплениях кег г&эа. ни г > Ъаг, и 1/5, 1/3 и 0.6 соответственно в менее консервативном предположении г™* = 8а».

Стратегия экспериментов по поиску гауссовых флуктуаций фона состоит в наблюдении небольшого числа площадок на небе с максимальной чувствительностью. Как мы отметили, флуктуации, производимые скоплениями, не-г&уссовы, и более подходящим было бы наблюдение больших областей неба (пусть даже с меньшей чувствительностью), с целью поиска источников, связанных со скоплениями, и в идеале построения кривых подсчетов этих источников. Мы смоделировали кривые подсчетов источников для экспериментов с различным угловым разрешением (от 20" до 4'). и сравнили их с глубокими обзорами VLA (разрешение 20"), и с экспериментами OVRO RING (разрешение 2'), и SUZIE (разрешение 1.4'). В открытых моделях с большим п эволюция медленная. Однако, в свете последних данных, предположение о том, что газ в скоплении эволюционирует так же, как и его невидимая масса, подвергается сомнению. Поэтому мы ввели дополнительный параметр в модель, znuu!, за которым скоплений (или газа в них) не существует. Оказалось, что для моделей с медленной эволюцией можно определить, на каких z в скоплениях появился горячий газ.

Глубокие обзоры на VLA и эксперимент OVRO RING достигли чувствительности, близкой к той, которая необходима для детектирования далеких скопленияй. Их недавние результаты позволяют сказать (с 90%-ной уверенностью), что модели с П < 0.3 и п—+1 предсказывают слишком много ярких скодлений, или в ©тих моделях в скоплениях на г > 5 нет горячего газа. Как минимум в одном из 96 наблюдавшихся в эксперименте 0VR.0 RING полей был детектирован отрицательный источник; если это далекое скопление (а не артефакт), то модель с П = 1, п=-2 предсказывает слишком мало скоплений (слишком быстрая эволюция. Существование такого скопления, как 0016+16 на z — 0.54, говорит о том же.) Телескоп SUZIE, который работает на частоте, где эффект максимален, в скором времени также должен достигнуть нужной чувствительности. Мы привели предсказанные кривые подсчетов источников для экспериментов с разным угловым разрешением, для моделей, которые в

ближайшее время могут быть проверены.

Мы убедились, что результаты моделирования эффекта скоплений на ре-яш<товый фон критическим образом зависят от предполагаемой плотности и температуры газа в скоплениии на больших расстояниях от центра, и от эволюции газовых атмосфер скоплений. Рентгеновские наблюдения скоплений галактик пока еще недостаточно полны, и полезно было использовать возможность провести наблюдение яркого скопления в созвездии Персей с помощью рентгеновского телескопа АРТ-П на борту обсерватории Гранат. Телескоп имеет угловое разрешение 5' и энергетический диапазон 3-30 кэВ, что хорошо подходит для измеревия температур в разных областях этого скопления. D Части 2 диссертации мы изложили некоторые предварительные результаты наблюдения этого скопления.

Скопление это богатое и относительно близкое (г = 0.018). Наблюдения с высоким угловым разрешением со спутника Einstein в полосе энергий 0.5-3 кэБ показали, что в его центре должна быть область охлаждающегося газа (cooling flow). Скопление наблюдалось модулем АРТ-П1 в общей сложности в течении 66000 с. В результате довольно непростой обработки данных <• АРТ-П, включающей в себя вычитание неоднородного фона детектора, корректировку зависимости от энергии углового разрешения и координаты источника, были построены изображения Персея в разных энергетических полосах. Сравнение этих изображений показывает, что в скоплении существует несколько областей разной температуры. Центральная часть скопления действительно холод-в»---, чем внешние части. Кроме того, существует холодная область к востоку от центра (наблюдавшаяся также обсерваторией ROSAT), и горячая область к юго-западу, вдоль известной цепочки ярких галактик. Мы обнаружили, что в известном из оптики распределении галактик скопления в пространстве "положение на небе — красное смещение" (для скопления, которое участвует в космологическом расширении как целое, разные z галактик означают разные скорости относительно центра) можно выделить подгруппы, которые как раз совпадают с областями разной температуры. Эти подгруппы, скорее всего, являются нерастворившимися в общем гравитационном потенциале остатками тех составных частей, из которых образовалось скопление, что свидетельствует о его динамической молодости.

АРТ-П также наблюдал область Галактического центра, которая, кроме множества интересных компактных источников, содержит протяженный ио-

точннк размером около градуса. Этот источник, как считалось, связан с областью газа с температурой 10-15 кяВ. Первоначально предполагалое,ь использовать этот источник для проверки метода восстановления изображений протяженных объектов, который применялся для скопления в Персее. Однако результаты, касающиеся природы этого источника, оказались интересными. Эти результаты приведены в Части 3 диссертации.

Диффузный источник в центре Галактики был открыт в мягком рентгене прибором IPC обсерватории Einstein и изучался во всех последующих рентгеновских экспериментах. Спутником Ginga в его спектре была открыта линия железа 6.7 кзВ, и с тех пор было принято считать, что наблюдается область газа с температурой 10-15кзВ (температура измерена по жесткости спектра). Эта температура слитком высока для гйза, находящегося в слабом (более чем на порядок меньшем) гравитационном потенциале зоны Галактического центра. Облако с такой температурой должно разлетаться; при этом для поддержания его температуры в области Галактического центра должво выделяться неправдоподобно много энергии. Природа этого объекта поэтому была неясна.

Мы использовали 7 наблюдений втой области неба модулем ЛРТ-П4, с полной эффективной (с учетом пропускания коллиматора) экспозицией 58000 с, для построения изображений этого источника в разных энергетических интервалах в полосе 3-25 кэВ. В предположении, что спектр источника целиком описывается тепловым излучением плазмы, мы получили (из отношения яркости в жесткой и мягкой областях спектра) оценку ее средней температуры Т. — 15ÎJ0 кэВ (ошибка le), а в некоторых областях источника — Те> 1ЪкэВ с уверенностью 95%.

Но на изображениях видно, что источник имеет разную форму в жестком и мягком диапазонах. На внергиях менее 8 кзВ источник эллиптический, расположенный под наклоном -■> 30° к Галактической плоскости, т.е. такой, как наблюдался приборами Spartan 1, Spacelab 2 и Ginga. На более высоких энергиях, где изображение источника было получено впервые, источник становится более вытянутым вдоль Галактической плоскости, и проявляется некоторое сходство с картой облаков молекулярного газа, известной из радионаблюдений (например, яркие пятна на месте гигантских облаков Sgr А и Sgr В2 и рукав п стррону облака Sgr С. Жесткое пятно с Tt > 15 кзВ находится как раз на месте облака Sgr Б2.) Кроме того, в спектре диффузного источника на энергии 9-11 кэВ имеется сильное поглощение, которое отсутствует в спектрах ярких

компактных источников, проецирующихся на диффузную область. Это означает, что поглощение происходит в самой области диффузного излучения, а не на пути к наблюдателю. Эти особенности ведут к предположению, что жесткая компонента диффузного рентгеновского источника возникает вследствие рассеяния фотонов от близлежащих компактных (и жестких) источников в плотном молекулярном газе. Простые оценки показывают, что источники, наблюдаемые в этом районе сегодня, должны давать более 10% наблюдаемого диффузного потока (неопределенность в основном вызвана противоречивыми оценками массы молекулярного газа). Кроме того, весьма вероятно, что в етом очень активном районе в прошлом светили более яркие источники, например, такие, как наблюдавшийся спутником СЫда вблизи Э^г А, который был на порядок ярче, чем все остальные в втой области, вместе взятые.

Рассеянное в нейтральном газе с солнечным обилием излучение должно сильно ослабляться на энергиях ниже 10-12 кэВ из-за того, что толща по фотопоглощению становится сравнимой или превышающей толщу по Томсоновс-кому рассеянию. Провал в спектре на энергиях 9-11 кзВ должен быть вызван как раз втим. На енергйях ниже 5 кэВ фотопоглощение должно быть очень сильно. Повтому вллиптический источник, который виден на изображениях в мягком диапазоне, излучающий линию 6.7 кзВ и не имеющий сильного фотопоглощения в спектре, должен иметь другую природу. Это в самом деле может быть горячая оптически тонкая плазма, находящаяся вне плотных молекулярных облаков и имеющая умеренную, 1-3 кзВ, температуру (т.к. жесткая часть спектра источника получила другое объяснение).

Интересным следствием »тих наблюдений стали оценки светимости источников в области Галактического центра в прошлом. Линейный размер диффузного источника составляет ок. 400 св. лет, и рассеянный поток — это ослабленный на величину томсоновской толщи усредненный за 400 лет поток от всех близлежащих источников, включал собственно ядро Галактики. Даже если то, что мы видим на высоких энергиях, имеет в действительности другую природу, молекулярный газ в центре Галактики существует, и рассеянный в нем поток должен существовать; в этом случае наблюдаемый диффузный поток является его верхним пределом. Принимая,консервативное значение 0.1 для средней Томсоновской толщи в этом районе, мы получили, что окружающие источники за последние 400 лет были в среднем не более чем п 10 раз ярче, чем сегодня. Было также отмечено, что Галактическое ядро не светило на уровне ядер активных галактик ни одного дня в течении последних

нескольких сотен лет.

Основные выводы и результаты диссертационной работы

1. Предложен метод моделирования влияния на реликтовый фон газа в вво-люционирующих скоплениях галактик. Этот метод воспроизводит основные особенности наблюдаемой сегодня выборки скоплений и относительно устойчив к предположениям об еволюции. Следуя втому методу,

а) оценен нижний предел на космологический параметр плотности О и получены ограничения на спектр первичных флутгуаций плотности, исходя из данных экспериментов OVRO и NRAO по поиску флуктуаций фона на минутных угловых масштабах,

б) вычислена величина искажения спектра реликтового фона, вызываемого скоплениями в различных вволюционных моделях,

в) смоделированы кривые подсчетов микроволновых источников, связанных с газом в скоплениях, для экспериментов с разным угловым разрешением. Также получены ограничения на космологические параметры, накладываемые экспериментами по поиску микроволновых источников OVRO RING и VLA.

2. Проведены рентгеновские наблюдения горячего газа в скоплении Персей и обнаружены области разной температуры, совпадающие с подгруппами галактик в скоплении.

3. Получены рентгеновские изображения протяженного источника в центре Галактики, ранее считавшегося областью газа с температурой 10-15 кэВ, в разных спектральных диапазонах. Эти изображения и его спектр свидетельствуют о том, что жесткая компонента источника, вероятнее всего, возникает при рассеянии фотонов от близлежащих источников в молекулярных облаках. При втом исчезает необходимость привлекать газ с неправдоподобно высокой температурой для объяснения природы источника.

4. Оценен верхний предел на светимость Галактического центра за последние 400 лет, исходя из наблюдений диффузного рентгеновского источника. Источники вблизи Галактического центра в среднем были не более чем в 10 раз ярче, чем сегодня, в течении последних нескольких сотен лет.

Основные результаты диссертации опубликованы п следующих работах:

1. Markevitch, M., Elumenthal, G.R., Forman, W., Jones, C., and Sunyaev, R.A. "Do Clusters of Galaxies Affect the Spectrum of the Microwave Background?" Ap.J. Lrtt., 1991, 373, L33-L3

2. Markevitch, M., Biumenth&l, G.R., Forman, W., Jones, C., and Suuyaev, R.A. "Ar-cminute Fluctuations cf the Microwave Background Due to Hot Gu in Clusters of Galaxies —• Dependence on Cosmology and Cluster Evolution", Bulletin of A.AS, 1991, 23:964

3. Markevitch, M., Elumenthal, G.R., Form an, W., Jones, C., and Sunyaev, R.A. uAr-cminute Scale Fluctuations in the Microwave Background from Clutter« of Galaxies",

Proc. NATO Advanced Studio Institute, Cambridge, July 1991

v

4. Markevitch, M., Blumenthal, G.R., Forman, W., Jones, C., and Sunyaev, R.A. "Ai-cminute Fluctuations in the Microwave Background from Clusters of Galaxies", Ap.J., 385, 1992, 326-338

5. Sunyaev, R.A., Markevitch, M., and Pavlinsky, M. "The Center of the Galaxy in the Recent Past: a View from Granat", Ap.J., 1993, 407, 606-610

6. Markcvitch, M., Sunyaev, R.A., and Pavlinsky, M. "Two Sources of Diffuse X-ray Emission from the Galactic Centre", Nature, 1993, 304, 40-42

055/02/2 Ротапринт ИКИ РАН

Москва, 117810, Профсоюзная, 84/32

Подписано к печати 27.08.93 Заказ 9473 Формат 70x108/32 Тираж 100 0/. уч.-изд.л.