Abell Katalog Rich Galaxy Clusters list 4.073 bogate galaktyczne klastry o przesunięcie ku czerwieni Z wartościami typowo między 0,02 a 0,2. Ten kompletny katalog nieba opublikowany przez George'a Ogdena Abella w 1958 roku obejmuje początkowo 2712 gromad widocznych z półkuli północnej. W 1989 roku wzbogaciło się o 1361 innych gromad widocznych w częściach półkuli południowej i dotychczas pomijanych. Pracę w tej południowej części wykonuje również George Abell (do 1983 r.), W asyście Harolda Corwina i Ronalda Olowina, którzy publikują ją w 1989 r.
W 1933 r. Liczba gromad galaktyk wymienionych przez Harlowa Shapleya wynosiła 25. W 1949 r. Liczba znanych gromad galaktyk została ograniczona do kilkudziesięciu. To właśnie dzięki programowi przeglądu nieba przez obserwatorium Mount Palomar, prowadzonemu w latach 1948-1958, na którym opiera się głównie pierwsza część tego katalogu, liczba znanych gromad galaktyk wzrosła do kilku tysięcy.
Katalog zaprezentowany w 1958 roku jest częścią pracy doktorskiej George'a Abella, wówczas studenta California Institute of Technology . Abell był początkowo wspomagany przez Alberta George'a Wilsona , starszego o 9 lat, który miał pracę magisterską w 1947 roku. Ten ostatni regularnie pomagał mu w sprawdzaniu płyt fotograficznych z przeglądu nieba Palomar Observatory .
Abell porównuje wyniki z obserwacjami ruchu własnego wykonanymi przez 20-calowy (50,8 cm ) Teleskop Carnegie w Obserwatorium Lick . Pozwala to na wyeliminowanie kilku pozornych gromad, które nie są fizycznymi skojarzeniami galaktyk. Stosując swoje kryteria bogactwa, zwartości, odległości i szerokości geograficznej galaktycznej, zachowuje 2712 już znanych gromad i dziesiątki tysięcy nowo odkrytych gromad.
Przegląd nieba przez obserwatorium Mount Palomar nie obejmuje obszarów sfery niebieskiej na południe od deklinacji -27 °, która była wówczas granicą widzialności dla obserwatorium znajdującego się w Kalifornii . Aby zaradzić temu niedociągnięciu, ale także poprawić pewne błędy i ulepszyć pierwszą wersję, w 1975 roku George Abell rozpoczął drugą fazę prac nad tym katalogiem z pomocą brytyjskiego teleskopu Schmidta w Siding Observatory Spring w Australii. Tym razem pomaga mu Harold Corwin z University of Texas . W latach 1975 i 1977, George Abell spędził większość swego czasu w Siding Spring i Edinburgh miejsc do Królewskiego Obserwatorium wykorzystać fotografie. Harold Corwin kontynuował obserwacje samodzielnie w latach 1977–1981. W 1983 r. Obaj astronomowie przedstawili raport z postępu prac. W tym dniu prace były już w połowie. Plik7 października 1983George Abell umiera. Tymczasem Harold Corwin jest w pełni zaangażowany w „ Trzeci katalog referencyjny jasnych galaktyk ”. Zgodnie z sugestią G. Chincariniego w 1984 r. I pod patronatem National Science Foundation , resztę prac zapewnia Ronald Olowin , który nadal wykorzystuje obrazy brytyjskiego Teleskopu Schmidta . Kompletny katalog, w tym część południowa oraz poprawki i ulepszenia, jest przesyłany dnia31 maja 1988 i zatwierdzone w dniu 19 lipca. WMaj 1989jest opublikowany w The Astrophysical Journal .
Kilka poprawek i ulepszeń w północnej części katalogu zostało dokonanych w 1980 roku przez Katherine Sedwick i Alberta Lee, wówczas absolwentów Wydziału Astronomii na Uniwersytecie Kalifornijskim w Los Angeles pod kierunkiem George'a Abella. W wersji opublikowanej w 1989 r. Znajdziemy również poprawki zaproponowane przez Harolda Corwina w 1972 r., Leira w 1976 r., Struble i Rood W 1987 r.
Aby wejść do katalogu, gromady galaktyk muszą spełniać niektóre z tych 4 kryteriów:
Klaster musi mieć minimalną populację 50 członków nie mniej jasnych o 2 jednostki wielkości od trzeciego najjaśniejszego członka. Aby zapewnić zdrowy margines błędu, kryterium to nie jest rygorystycznie stosowane, a ostateczny katalog obejmuje kilka klastrów z mniej niż pięćdziesięcioma członkami. Jednak ci drudzy są wykluczeni z badań statystycznych przedstawionych przez Abella w załączniku. Abell dzieli gromady na sześć „grup bogactwa” uporządkowanych według liczby galaktyk o wielkości pomiędzy iw obrębie gromady, innymi słowy między wielkością trzeciej najjaśniejszej galaktyki a wielkością plus 2:
Średnia liczba galaktyk w gromadach w całym katalogu wynosi 64. Kiedy gromada ma co najmniej 50 genialnych członków (grupy od 1 do 5), mówi się o „gromadach naprawdę bogatych” ( gromada prawdziwie bogata ).
Klaster powinien być na tyle zwarty, aby pięćdziesiąt lub więcej jego członków znajdowało się w promieniu r od centrum klastra. Ten promień, teraz nazywany „ promieniem Abella ” ( promień Abella ), jest arbitralnie taki sam dla wszystkich gromad. W 1958 roku, przy wartości stałej Hubble'a szacowanej na 180 km s −1 Mpc −1 , promień Abella szacuje się na 830 000 parseków. Obecnie, przy szacowanej stałej Hubble'a 75 km s −1 Mpc −1 , promień Abella, określony wzorem 1,72 / z minut łuku, gdzie z jest przesunięciem ku czerwieni gromady, wynosi około 2 000 000 parseków.
Ze względów praktycznych w działaniu i weryfikacji klisz fotograficznych Abell wyznaczył granice, w których klaster musi mieć przesunięcie ku czerwieni między 0,02 a 0,2. Bliżej gromada byłaby rozłożona na więcej niż jednej płycie, co sprawiłoby, że kontrole i prezentacje byłyby męczące. Dalej przekroczono by wielkość 20,0 , co stanowiło granicę pewności widzialności dla ówczesnych instrumentów i materiałów. Z grubsza rzecz biorąc, przesunięcie ku czerwieni między 0,02 a 0,2 odpowiada prędkości wylotowej między 6000 a 60000 km / s . Odpowiada to odległościom między 33 a 330 Mpc w artykule Abella - z hipotezą o stałej Hubble'a równej 180 km s −1 Mpc −1 - lub między 85 a 850 Mpc dla szacowanej stałej Hubble'a 71 km s −1 Mpc - 1 ostatnio. Późniejsze pomiary wykazały, że kilka gromad w katalogu jest jeszcze bardziej oddalonych, niektóre do z = 0,4 (ok. 1700 Mpc ).
Ponieważ odległość dla ciał niebieskich jest uzyskiwana z pozornej wielkości , ale z mniejszą pewnością, Abell sklasyfikował gromady w swoim katalogu na 7 grup, w oparciu o jasność dziesiątego najjaśniejszego członka:
Jednak w południowej części katalogu jasność ustąpiła przesunięciu ku czerwieni reprezentującemu odległość.
Części przestrzeni powietrznej w okolicach Spośród Drogi Mlecznej galaktyki płaszczyźnie są w zasadzie wykluczone z badania, ponieważ gęstość gwiazd i międzygwiezdnych zaciemnień utrudnić identyfikację gromady galaktyk . Ale podobnie jak kryterium bogactwa, nie jest stosowane rygorystycznie. Kilka gromad znajdujących się na płaszczyźnie galaktycznej lub o bliskiej szerokości geograficznej pojawia się jednak w katalogu, ponieważ dobrze spełniają pozostałe kryteria.
W oryginalnej publikacji, gromady są wymienione w porządku rosnącym według prawostronnych wejść i ponumerowane od 1 do 2712. Dlatego te gromady są nazywane Abell 1 do Abell 2712, jeśli odwołuje się do tego katalogu. Inne konwencje to: ABCG 1234, AC 1234, ACO 1234, A 1234 i A1234. George Abell woli to drugie, ale ACO 1234 stał się preferowanym formatem dla profesjonalnych astronomów i jest zalecany przez Strasburg Astronomical Data Center .
Pozycje klastrów są w równikowych współrzędnych , najpierw w okresie od 1855 roku ( Bonner Durchmusterung ), a następnie w okresie od roku 1900. Powodem jest to, że w 1958 roku kilku publikacjach dostępnych, w tym Sky Atlas w Obserwatorium Palomar Mont są nadal na podstawie danych z Bonner Durchmusterung . Ponieważ nie wykracza to poza deklinację -23 ° południa, pozycje klastrów między -23 ° a -27 ° południa są oparte na pozycjach z katalogu ( Córdoba Durchmusterung ) z 1875 r., Ale są dostosowane do ery 1855 r. sprowadzić wszystkie pozycje do tej samej równonocy.
Poniższe kolumny dotyczą:
W niniejszej publikacji klastry przedstawiono w dwóch głównych tabelach i jednej dodatkowej:
lub pod względem liczby wpisów niemal dwukrotnie przewyższa poprzednią publikację.
Część północna (Northern Survey) obejmuje wszystkie klastry omówione w publikacji z 1958 r. Klastry są tam wymienione w kolejności publikacji z 1958 r., Ale ich pozycje nie są już podane we współrzędnych równikowych z 1855 r. Zamiast tego znajdujemy kolumny odpowiadające do lat 1950 i 2000 . Współrzędne galaktyczne podano dla okresu 1950, a już nie dla roku 1900. Oprócz kolumn o pozornej wielkości dziesiątej najjaśniejszej galaktyki, pojawia się odległość i bogactwo gromady już w 1958 roku:
W części południowej (Southern Survey) gromady są ponumerowane i wymienione w porządku rosnącym według prawostronnych wejść, odpowiadających czasowi 1950 r . Znajdujemy również równikowe współrzędne epoki 2000 dla pozornego środka każdej gromady. Oprócz kolumn użytych w części północnej - poza pozorną wielkością dziesiątej najjaśniejszej galaktyki, która zostaje zastąpiona - znajdujemy między innymi:
Podczas pisania notatek autorzy stwierdzili, że 3 wpisy zostały zduplikowane (A3208 = A3207, A3833 = A3832 i A3897 = A2462). Zdecydowali się zachować je w katalogu, dodając proste powiadomienie.
Te uzupełniające Southern Klastry wymienia klastry, które znajdują się zbyt daleko lub nie wystarczająco bogaty, aby zostać włączone do głównego katalogu. Znajdujemy te same kolumny, co w części południowej, a gromady są ponumerowane i wymienione w porządku rosnącym według prawych wejść, odpowiadających czasowi 1950 r .
Opracowanie statystyczne dostarczone przez Abella jako załącznik do publikacji z 1957 r. - dotyczące 1682 klastrów spełniających wszystkie 4 wymienione kryteria - pozwala mu na wyciągnięcie wniosków, potwierdzonych innymi jego analizami i weryfikacjami. Oto jeden z tych wniosków: Rozkład powierzchni klastrów jest wysoce nielosowy. Analiza tego rozkładu sugeruje istnienie gromad drugiego rzędu galaktyk lub gromad gromad galaktyk ( supergromad galaktyk ).