Определение масс и характерных размеров скоплений галактик

Авторы
Нежин А.Н.(1, 2), Лыскова Н.С.(2), Хабибуллин И.И.(2, 3, 4)
Организации
(1) Московский Физико-Технический Институт (национальный исследовательский университет)
(2) Институт Космических Исследований РАН
(3) Университет Людвига и Максимилиана, Мюнхен
(4) Институт Астрофизики общества им. Макса Планка, Гархинг
Сессия
Астрофизика и радиоастрономия
Форма представления
Устный
Место работы научного руководителя
Институт Космических Исследований РАН
Научный руководитель
Лыскова Наталья Сергеевна
Текст тезисов
Рост наиболее массивных объектов во Вселенной - скоплений галактик - происходит в результате поглощения индивидуальных объектов меньшей массы, а также непрерывной аккреции темной материи и газа межгалактической среды. Космологическая эволюция данного процесса чувствительна к динамике расширения Вселенной, что делает анализ наиболее массивных скоплений мощным инструментом для изучения, в частности, роли темной энергии и характеристик темной материи.

С наблюдательной точки зрения, принципиальным моментом является максимально точное измерение масс скоплений, позволяющее напрямую использовать теоретические предсказания для определения космологических параметров. А такие измерения невозможны без качественного определения характерных размеров скопления галактик. Таким образом, работа состоит из двух частей: моделирование положения аккреционной ударной волны и определение массы системы.

В первой части описывается моделирование самоподобной аккреции вещества на скопление галактик в модели Вселенной Эйнштейна-де Ситтера. Рассматриваются основные положения теории самоподобного процесса и особенности решения задачи, затем приводятся результаты численного моделирования при различных начальных параметрах: положение ударной волны, распределения давления и плотности газа, скорости и массы газа и тёмной материи.

Во второй части рассматриваются различные методы определения динамических масс скоплений галактик. В частности, демонстрируется применение теоремы вириала и сферического уравнения Джинса на модельных системах.