Největší gravitačně vázané systémy tvořící kosmickou síť a ovlivňující galaxie členů kupy
Galaxie ve vesmíru nejsou osamělé. Shlukují se do kup – obrovských struktur složených ze stovek či tisíců galaxií, které spojuje společná gravitace. Ve větším měřítku existují superskupy, které spojují mnoho kup v kosmických vláknech. Tyto obrovské struktury dominují nejhustším oblastem vesmíru, určují rozložení galaxií a ovlivňují každou galaxii v kupě. V tomto článku prozkoumáme, co jsou galaxijní kupy a superskupy, jak vznikají a proč jsou důležité pro pochopení velkorozměrové kosmologie a vývoje galaxií.
1. Definice kup a superskup
1.1 Galaxijní kupy: jádro kosmické sítě
Galaxijní kupy jsou gravitačně vázané systémy, které mohou obsahovat od několika desítek až po tisíce galaxií. Celková hmotnost kup obvykle dosahuje ∼1014–1015 M⊙. Kromě galaxií obsahují:
- Haly temné hmoty: Většinu hmoty kupy (~80–90 %) tvoří temná hmota.
- Horké mezikupní médium (ICM): Ředěné, velmi horké plyny (teplota 107–108 K), vyzařující v rentgenovém spektru.
- Interagující galaxie: Galaxie v kupě zažívají odtržení plynů při pohybu skrz horké prostředí (ram-pressure stripping), "harassment" nebo slučování, protože frekvence srážek je vysoká.
Kupy jsou často detekovány hledáním vysoké koncentrace galaxií v optických průzkumech, pozorováním rentgenového záření ICM nebo využitím Sunjajevo–Zel’dovičova efektu – zkreslení kosmického mikrovlnného pozadí fotony procházejícími horkými elektrony v kupě.
1.2 Superskupy: volnější, větší struktury
Superskupy nejsou zcela gravitačně vázané, spíše jde o volné asociace galaxijních kup a skupin spojených vlákny. Rozprostírají se od několika desítek až po stovky megaparseků a ukazují největší strukturu vesmíru a nejhustší uzly kosmické sítě. Ačkoliv některé části superskup mohou být vzájemně propojené, ne všechny oblasti těchto struktur budou stabilně kolabovat během kosmických časových měřítek, pokud nejsou plně vyvinuté.
2. Tvorba a vývoj kup
2.1 Hierarchický růst v modelu ΛCDM
Podle současného kosmologického modelu (ΛCDM) haly temné hmoty rostou hierarchicky: nejprve vznikají menší haly, které se spojují a postupně tak tvoří galaxijní skupiny a kupy. Hlavní fáze:
- Rané fluktuace hustoty: Malé rozdíly v hustotě, vzniklé po inflaci, postupně "vyprchávají".
- Fáze skupin: Galaxie se nejprve shlukují do skupin (~1013 M⊙), které se později připojují k dalším halám.
- Fáze kupy: Po spojení skupin se tvoří kupy, kde je gravitační potenciál dostatečně hluboký, aby udržel horké ICM.
Největší haló shluků může dále růst připojováním dalších galaxií nebo sléváním s jinými shluky, čímž vznikají nejmasivnější gravitačně vázané struktury vesmíru [1].
2.2 Mezishlukové médium a ohřev
Když se skupiny sloučí do shluků, padající plyn je nárazově ohříván na virialní teplotu dosahující desítek milionů stupňů, čímž vzniká rentgenový zdroj — horké mezishlukové médium (ICM). Tato plazma významně ovlivňuje galaxie ve shluku, například prostřednictvím ram-pressure stripping.
2.3 Relaxované a nespokojené shluky
Některé shluky, které v minulosti prodělaly velká sloučení, se nazývají „relaxované“ (relaxed), s rovnoměrným rentgenovým zářením a jedním hlubokým gravitačním potenciálem. Jiné vykazují zjevné sub-struktury, které ukazují probíhající nebo nedávné srážky — rázové fronty v ICM nebo několik oddělených galaktických koncentrací svědčí o nespokojeném (unrelaxed) shluku (např. „Kulový shluk“) [2].
3. Pozorovací charakteristiky
3.1 Rentgenové záření
Horké ICM ve shlucích je silným rentgenovým zdrojem. Teleskopy jako Chandra a XMM-Newton sledují:
- Termální záření volných nábojů (bremsstrahlung): Horké elektrony vyzařující v rentgenovém pásmu.
- Chemické bohatství: Spektrální čáry ukazující těžké prvky (O, Fe, Si) rozptýlené supernovami v galaxiích shluku.
- Profil shluku: Rozložení hustoty a teploty plynu, umožňující rekonstruovat rozložení hmoty a historii sloučení.
3.2 Optické průzkumy
Husté shluky červených eliptických galaxií v centru shluku jsou typické pro shluky. Spektrální studie pomáhají detekovat bohaté shluky (např. Coma) podle koncentrovaného červeného posuvu potvrzených členů. Často v centru shluku najdeme masivní „Nejjasnější galaxii shluku“ (BCG), která ukazuje hlubokou gravitační jámu.
3.3 Sunjajev–Zel'dovičův (SZ) efekt
Horké ICM elektrony mohou interagovat s fotony kosmického mikrovlnného pozadí a dodat jim trochu více energie. Tím vzniká charakteristický SZ efekt, který snižuje intenzitu CMB podél linie shluku. Tato metoda umožňuje detekovat shluky téměř nezávisle na jejich vzdálenosti [3].
4. Vliv na galaxie ve shlucích
4.1 Odtrhávání plynů (ram-pressure) a uhašování
Když galaxie vysokou rychlostí prochází hustým horkým ICM, plyny jsou „odtrhávány“. Tím se ztrácí palivo pro tvorbu hvězd, což vede ke vzniku galaxií chudých na plyn, „červených a neaktivních“ eliptických nebo S0 galaxií.
4.2 „Harassment“ a přílivové interakce
V hustých shlucích mohou blízká průletová setkání galaxií narušit hvězdné disky, vytvářet vychýlení nebo pruhy. Taková opakující se dynamika „harassment“ postupně zahřívá spirální hvězdnou složku a přeměňuje ji na čočkovitou (S0) [4].
4.3 BCG a jasní členové
Nejjasnější galaxie kup (BCG), obvykle blízko středu kupy, mohou významně růst prostřednictvím „galaktického kanibalismu“ — připojováním satelitů nebo slučováním s jinými velkými členy. Mají velmi rozlehlé hvězdné haly a často extrémně masivní černé díry, které vyzařují silné rádiové trysky nebo aktivitu AGN.
5. Superskupiny a kosmická síť
5.1 Vlákna a prázdnoty
Superskupiny spojují kupy přes vlákna galaxií a tmavé hmoty, zatímco prázdnoty (voids) vyplňují řidší mezery. Tato síťová „tkáň“ vzniká z velkorozměrového rozložení tmavé hmoty, které bylo určeno počátečními fluktuacemi hustoty [5].
5.2 Příklady superskup
- Místní superskup (LSC): Zahrnuje kupu Panny (Virgo), Naši skupinu (kde je Mléčná dráha) a další blízké skupiny.
- Shapleyho superskup: Jeden z nejhmotnějších v místním vesmíru (~200 Mpc vzdálenost).
- Sloan Velká stěna: Obrovská superskupová struktura objevená v rámci Sloan Digital Sky Survey.
5.3 Gravitační propojenost?
Mnoho superskup není zcela virializovaných – mohou se „rozpínat“ kvůli rozpínání vesmíru. Pouze některé hustší části superskup nakonec zkolabují do budoucích kupových hal. Kvůli zrychlujícímu rozpínání mohou být velkorozměrové vlákna „natažena“ a zředěna, postupně oddělujíc je od okolí v kosmických časových škálách.
6. Kosmologie kup
6.1 Funkce hmotnosti kup
Při počítání kup jako funkce hmotnosti a rudého posuvu kosmologové testují:
- Hustota hmoty (Ωm): Vyšší hustota znamená více kup.
- Tmavá energie: Rychlost růstu struktur (včetně kup) závisí na vlastnostech tmavé energie.
- σ8: Amplituda počátečních fluktuací hustoty určuje, jak rychle se kupy formují [6].
Rentgenové a SZ studie umožňují přesně určit hmotnosti kup, čímž poskytují přísná omezení kosmologických parametrů.
6.2 Gravitační čočkování
Gravitační čočkování na měřítku kupy také pomáhá odhadnout hmotnost kupy. Silné čočkování vytváří obrovské obloukovité zdroje nebo vícenásobné obrazy, zatímco slabé čočkování mírně deformuje tvary pozadí galaxií. Tato měření potvrzují, že běžná (viditelná) hmota tvoří jen malou část hmoty kup — tmavá hmota převažuje.
6.3 Podíl barionů a KMB
Poměr hmoty plynů (barionů) a celkové hmoty shluku ukazuje univerzální podíl barionů, který porovnáváme s daty kosmického mikrovlnného pozadí (KMB). Tyto studie neustále potvrzují model ΛCDM a zpřesňují baryonovou bilanci vesmíru [7].
7. Vývoj shluků a supershluků v čase
7.1 Protoshluky s vysokým červeným posuvem
Pozorováním vzdálených (vysoký z) galaxií jsou detekovány protoshluky – husté koncentrace mladých galaxií, které brzy mohou "zhroucením" vytvořit plnohodnotné shluky. Některé jasné galaxie s tvorbou hvězd nebo AGN kolem z∼2–3 jsou nalezeny v těchto hustých oblastech, předpovídajících dnešní masivní shluky. JWST a velké pozemní dalekohledy stále častěji objevují tyto protoshluky, určují malé oblasti oblohy s nejbohatšími "skupinami červeného posuvu" galaxií a aktivní tvorbou hvězd.
7.2 Sloučení samotných shluků
Shluky se mohou spojovat, vytvářející extrémně masivní systémy – "srážky shluků" generují rázové fronty v ICM prostředí (např. "Kulový shluk") a odhalují subhalo struktury. Jsou to největší gravitačně vázané události ve vesmíru, uvolňující obrovské množství energie, která ohřívá plyny a přeskupuje galaxie.
7.3 Budoucnost supershluků
S rozpínáním vesmíru (za dominace temné energie) je pravděpodobné, že mnoho supershluků se nikdy nespojí. V budoucnu budou stále probíhat sloučení shluků, vytvářející obrovské virializované haly, ale největší části vláken se mohou natahovat a řidit, nakonec oddělující tyto mega-struktury jako "oddělené vesmíry".
8. Nejznámější příklady shluků a supershluků
- Coma shluk (Abell 1656): Masivní, bohatý shluk (~300 milionů světelných let vzdálený), známý mnoha eliptickými a S0 galaxiemi.
- Virginský (Virgo) shluk: Nejbližší bohatý shluk (~55 milionů světelných let), zahrnující obrovskou eliptickou galaxii M87. Patří do Místního supershluku.
- Kulový shluk (1E 0657-558): Ukazuje srážku dvou shluků, kde rentgenové plyny jsou posunuty od koncentrací temné hmoty (určených čočkováním) — důležitý důkaz existence temné hmoty [8].
- Shapleyho supershluk: Jeden z největších známých supershluků, táhnoucí se přibližně 200 Mpc, tvořený sítí propojených shluků.
9. Shrnutí a budoucí perspektivy
Galaxie shluky – největší gravitačně vázané systémy – jsou nejhustšími uzly kosmické sítě, ukazujícími, jak se hmota na velkých škálách organizuje. Probíhají v nich složité interakce mezi galaxiemi, temnou hmotou a horkým mezihvězdným prostředím, které vedou k morfologickým změnám a "uhasínání" tvorby hvězd ve shlucích. Mezitím supershluky zobrazují ještě širší uspořádání těchto masivních uzlů a vláken, představující kostru kosmické sítě.
Pozorováním hmot kup, analýzou rentgenového a SZ záření a hodnocením gravitačního čočkování vědci určují klíčové kosmologické parametry, včetně hustoty temné hmoty či vlastností temné energie. Budoucí projekty (např. LSST, Euclid, Roman Space Telescope) přinesou tisíce nových objevů kup, čímž ještě zpřesní kosmologické modely. Současně hluboká pozorování umožní detekovat protokupy v raných epochách a podrobněji sledovat, jak se struktury na úrovni superskupin mění v rychle se rozpínajícím vesmíru.
Ačkoliv samotné galaxie jsou úchvatné, jejich kolektivní struktura v masivních kupách a rozlehlých superskupinách ukazuje, že kosmická evoluce je společný jev, kde se prostředí, gravitační shlukování a zpětná vazba spojují a vytvářejí největší známé struktury ve vesmíru.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). „Kondenzace jádra v těžkých halách – Dvoustupňová teorie formování galaxií a problém chybějících satelitů.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
- Markevitch, M., et al. (2002). „Přímá omezení na průřez samointerakce temné hmoty z fúzující kupy galaxií 1E 0657–56.“ The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
- Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). „Interakce hmoty a záření v rozpínajícím se vesmíru.“ Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
- Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). „Morfologická transformace v důsledku obtěžování galaxií.“ The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). „Jak jsou filamenty propleteny do kosmické sítě.“ Nature, 380, 603–606.
- Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). „Kosmologické parametry z pozorování galaktických kup.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
- Vikhlinin, A., et al. (2009). „Chandra Cluster Cosmology Project III: Omezení kosmologických parametrů.“ The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
- Clowe, D., et al. (2004). „Rekonstrukce hmoty pomocí slabého gravitačního čočkování v interagující kupě 1E 0657–558: Přímý důkaz existence temné hmoty.“ The Astrophysical Journal, 604, 596–603.