Можно ли определить, связаны ли далекие галактики гравитационно

Вы правы в том, что определить гравитационную ограниченность на больших расстояниях сложно. Краткий обзор имеющейся информации о позициях и скоростях:

• Угловое расстояние между любыми двумя галактиками
• Красное смещение

С которым действительно не так много работы. Вы не можете справиться с (предполагаемым) физическим разделением, не зная расстояния. И вы не можете получить пекулярную скорость (составляющую линии обзора) без расстояния, так что вы можете использовать закон Хаббла, и вы не можете получить точное расстояние из закона Хаббла, потому что вы не знаете пекулярную скорость. ..

Но есть некоторые уловки, которые астрономы используют, чтобы попытаться добиться большего. Это помогает, если у вас есть независимая от красного смещения мера расстояния до галактик, но за пределами локальной Вселенной обычно используется только светимость SNIa, и вам нужно быть необычайно удачливым, чтобы получить измерения SNIa в двух галактиках, которые вам довелось увидеть. есть также соотношения Талли-Фишера и Фабера-Джексона (спасибо Крису Уайту за напоминание), которые могут помочь с расстояниями, но разброс в этих соотношениях настолько велик, что практически бесполезен для определения ограниченности (на самом деле это также верно для измерений SNIa, как правило).

Лучшее, что мы можем сделать, — это придумать связанные пары/группы - кандидаты , а затем попытаться подкрепить или опровергнуть эту гипотезу. Подобрать кандидатов довольно легко — вы ищете галактики с небольшими угловыми расстояниями и с одинаковым красным смещением в пределах некоторого допуска. Всегда есть шанс, что более близкая галактика с положительной пекулярной скоростью и более далекая галактика с отрицательной пекулярной скоростью вступают в сговор и имеют одинаковое красное смещение, так что это не подтверждает, что две галактики имеют одинаковое расстояние, но может опровергнуть это. Если две галактики имеют смещение скорости (скорость в смысле пекулярной + рецессии), скажем$15,000\,{\rm km}/{\rm s}$, вы можете быть совершенно уверены, что они не связаны.

Еще одна вещь, которую люди часто ищут, — это морфологическое нарушение. Если пара галактик взаимодействует достаточно, чтобы оттянуть друг от друга большие приливные хвосты, то они почти наверняка связаны гравитацией. Особенно яркий пример:

Никто не спорит, что эта пара гравитационно связана! Для более технического обзора вот недавняя статья , в которой морфологические нарушения используются для поиска пар слияния/взаимодействия.

Есть еще один метод, который неплохо работает, но только в случае больших групп и скоплений галактик. Диаграмма цветовой величины галактики показывает цвет (разницу в светимости в двух широкополосных фильтрах) как функцию величины в некотором широкополосном фильтре. Пример из учебника является функцией абсолютной величины, и в этом случае большинство галактик имеют тенденцию приземляться либо вдоль линии, называемой красной последовательностью, либо в области, называемой синим облаком. Вот пример из магистерской диссертации моего друга (голубое облако здесь не видно, потому что в скоплениях хорошо известен дефицит голубых галактик, и этот образец специально нацелен на скопление; также обратите внимание, что ось x перевернута относительно схемы в статье Википедии, которую я связал):

Более далекая галактика в среднем находится правее (видимая звездная величина становится тусклее) и выше (краснее цвета из-за красного смещения) на этой диаграмме. Почти горизонтальные полосы, одна из которых выделена, представляют собой красные последовательности ряда связанных структур на разных расстояниях примерно на одном и том же луче зрения. Точки между линиями — кандидаты на принадлежность к одному галактическому скоплению. Конечно, есть вполне очевидная вероятность того, что некоторые из них относятся к разбросу в распределениях некоторых других красных последовательностей, но большинство точек между линиями принадлежат одному гравитационно связанному галактическому скоплению.

Наконец, я беззастенчиво добавлю некоторые из своих собственных работ MSc , суть которых заключается в том, что, учитывая только две наблюдаемые (маркированные точки), с которых я начал этот ответ, вы можете получить вероятность того, что данная галактика является членом скопления. что он близок к предполагаемому положению и скорости линии обзора (все вероятности рассчитаны на основе моделирования, где вы знаете все, что вам нужно, о кинематике ореолов темной материи, в которых находятся галактики). Загвоздка в том, что вам нужно знать некоторые свойства кластера для начала, но на практике для больших кластеров легко получить достаточно точную оценку того, что вам нужно, чтобы заставить метод работать. Члены кластера занимают красную часть этой диаграммы, а нечлены («нарушители») занимают в основном синюю область: