Galaktikų spiečiai ir superspiečiai

Galaktikaklastrid ja supersuurklastrid

Suurimad gravitatsiooniliselt seotud süsteemid, mis moodustavad kosmilise võrgustiku ja mõjutavad parve liikmete galaktikaid

Galaktikad ei ole kosmoses üksi. Nad koonduvad parvedeks – hiiglaslikeks struktuurideks, mis koosnevad sadadest või isegi tuhandetest galaktikatest, mida ühendab ühine gravitatsioon. Veelgi suuremal skaalal eksisteerivad superspied, mis ühendavad mitmeid parvi kosmilise võrgu kiududes. Need hiiglaslikud struktuurid domineerivad universumi tihedamates piirkondades, määravad galaktikate jaotuse ning mõjutavad iga parve galaktikat. Selles artiklis uurime, mis on galaktikaparved ja superspied, kuidas need moodustuvad ja miks need on olulised suuremahulise kosmoloogia ja galaktikate arengu mõistmiseks.

1. Parvede ja superspied määratlus

1.1 Galaktikaparved: kosmilise võrgu tuum

Galaktikaparv on gravitatsiooniliselt seotud süsteem, mis võib sisaldada alates mõnest kümnest kuni tuhandete galaktikateni. Parvede kogumass ulatub tavaliselt ∼1014–1015 M⊙. Lisaks galaktikatele sisaldavad need:

  1. Tumeda aine halod: Suur osa parve massist (~80–90 %) koosneb tumedast ainest.
  2. Kuuma parvevaheline keskkond (ICM): Lahjendatud, väga kuum gaas (temperatuur 107–108 K), mis kiirgab röntgenivahemikus.
  3. Koostoimivad galaktikad: Parve galaktikad kogevad gaaside eemaldamist kuuma keskkonna läbimisel (ram-pressure stripping), "harassment"i või ühinemiste tõttu, kuna kokkupõrgete sagedus on kõrge.

Parved leitakse sageli, otsides suurt galaktikate kontsentratsiooni optilistes uuringutes, jälgides ICM-i röntgenikiirgust või kasutades Sunjajevo–Zel’dovičia efekti – kosmilise mikrolaine taustkiirguse footonite moonutust kuumade elektronide poolt parves.

1.2 Superspied: vabamad, suuremad struktuurid

Superspied ei ole täielikult gravitatsiooniliselt seotud, pigem on need vabad assotsiatsioonid galaktikaparvedest ja gruppidest, mis on ühendatud kiududega. Need ulatuvad mõnest kümnest kuni sadade megaparsekideni, näidates universumi suurimaid struktuure ja kosmilise võrgu tihedamaid sõlmi. Kuigi mõned superspiede osad võivad olla omavahel seotud, ei ole kõik nende piirkonnad kosmiliste ajaskaalade jooksul stabiilselt kokku varisenud, kui need pole täielikult välja arenenud.

2. Parvede moodustumine ja areng

2.1 Hierarhiline kasv ΛCDM mudelis

Kaasaegse kosmoloogilise mudeli (ΛCDM) kohaselt kasvavad tumeda aine halod hierarhiliselt: esmalt moodustuvad väiksemad halod, mis ühinevad, moodustades lõpuks galaktikagruppide ja parvede süsteeme. Peamised etapid:

  1. Varajased tiheduse kõikumised: Väikesed tiheduse erinevused, mis tekkisid pärast inflatsiooni, "kõdunevad" järk-järgult.
  2. Grupi staadium: Galaktikad koonduvad esmalt gruppidesse (~1013 M⊙), mis hiljem liituvad täiendavate halo-dega.
  3. Spiečiaus staadium: Gruppide ühendumisel moodustuvad parved, kus gravitatsioonipotentsiaal on piisavalt sügav, et hoida kuuma ICM-i.

Suurimad klastrite halod võivad jätkuvalt kasvada, liites veel galaktikaid või sulandudes teiste klastritega, moodustades massiivseimaid gravitatsiooniliselt seotud Universumi struktuure [1].

2.2 Klastritevaheline keskkond ja kuumenemine

Grupid ühinedes klastriteks, langevad gaasid šokiliselt viriaalse temperatuurini, mis ulatub kümnetesse miljonitesse kraadidesse, luues röntgenkiirguse allika — kuuma klastritevahelise keskkonna (ICM). See plasma mõjutab oluliselt klastrite galaktikaid, näiteks ram-pressure stripping kaudu.

2.3 Rahulikud ja rahutud klastrid

Mõned klastrid, mis on varem kogenud suuri ühinemisi, nimetatakse "rahuolevaks" (relaxed), millel on ühtlane röntgenkiirgus ja üks sügav gravitatsioonipotentsiaal. Teised näitavad selgeid alastruktuure, mis viitavad toimuvatele või hiljutistele kokkupõrgetele — šokilained ICM-is või mitu eraldiseisvat galaktikate kogumit viitavad rahutule (unrelaxed) klastrile (nt "Palliklastrid") [2].

3. Vaatluse omadused

3.1 Röntgenkiirgus

Kuum ICM klastrites on tugev röntgenkiirguse allikas. Teleskoobid nagu Chandra ja XMM-Newton jälgivad:

  • Termiline vaba laenguga kiirgus (bremsstrahlung): Kuumad elektronid, mis kiirgavad röntgenvahemikus.
  • Keemiline koostis: Spektraalsed jooned, mis näitavad rasketest elementidest (O, Fe, Si) supernoovade poolt klastrite galaktikatesse paisatud aineid.
  • Klastri profiilid: Gaasi tiheduse ja temperatuuri jaotus, mis võimaldab rekonstrueerida massijaotust ja ühinemiste ajalugu.

3.2 Optilised uuringud

Tihe punaste, elliptiliste galaktikate kontsentratsioon klastrite keskmes on klastritele iseloomulik. Spektraalsed uuringud aitavad avastada rikkalikke klastreid (nt Coma) kinnitatud liikmete punase nihke kontsentreeritud alusel. Sageli leiame klastrite keskmes massiivse "Klastri eredaim galaktika" (BCG), mis näitab sügavat gravitatsioonilist kaevu.

3.3 Sunjajevo–Zel’dovičiause (SZ) efekt

Kuumad ICM-i elektronid võivad suhelda kosmilise mikrolaine taustakiirguse footonidega, andes neile veidi rohkem energiat. Nii tekib iseloomulik SZ efekt, mis vähendab CMB intensiivsust klastrijoone suunas. See meetod võimaldab klastreid avastada peaaegu sõltumata nende kaugusest [3].

4. Mõju klastrite galaktikatele

4.1 Gaaside "rebimine" (ram-pressure) ja kustutamine

Kui galaktika liigub suure kiirusega läbi tiheda kuuma ICM-i, gaasid "rebivad ära". Nii kaob tähetekke kütus, mistõttu tekivad gaasivaesed, "punased ja mitteaktiivsed" elliptilised või S0 galaktikad.

4.2 „Harassment" ja tõusu mõjud

Tihedates klastrite keskkondades võivad galaktikate lähedased möödumised segada tähtede kettaid, moodustada kõverusi või vöötmeid. Selline korduv „harassment" dünaamika soojendab lõpuks spiraalsete tähtede osa ja muudab selle läätselaadseks (S0) [4].

4.3 BCG ja eredamad liikmed

Kõige eredamad spiečia galaktikad (BCG), tavaliselt spiečia keskme lähedal, võivad märkimisväärselt kasvada „galaktilise kannibalismi“ kaudu — liites satelliite või sulandudes teiste suurte liikmetega. Neile on iseloomulikud väga ulatuslikud tähtede halod ja sageli eriti massiivsed mustad augud, mis kiirgavad võimsaid raadiojooni või AGN aktiivsust.

5. Superspiečiai ja kosmiline võrk

5.1 Kiud ja tühimikud

Superspiečiai ühendavad spiečiaid läbi galaktikate ja tumeaine kiudude, samas kui tühimikud täidavad hõredamaid vahealasid. Selline võrgustiku „kude“ tuleneb suuremahulistest tumeaine jaotustest, mis on määratud algsete tiheduse kõikumistega [5].

5.2 Superspiečia näited

  • Kohalik superspiečius (LSC): Hõlmab Neitsi (Virgo) spiečiaid, Meie Grupp (kus asub Linnutee) ja teisi lähedalasuvaid gruppe.
  • Shapley superspiečiai: Üks massiivsemaid kohalikus universumis (~200 Mpc kaugusel).
  • Sloan Suur Sein: Hiiglaslik superspiečia struktuur, avastatud Sloan Digital Sky Survey uuringutes.

5.3 Gravitatsiooniline seotus?

Paljud superspiečiai ei ole täielikult virialiseerunud – need võivad „laieneda“ universumi paisumise tõttu. Ainult mõned tihedamad superspiečia osad lõpuks kokku varisevad tulevaste spiečia halo moodustamiseks. Kiireneva paisumise tõttu võivad suured kiud venida ja hõreneda, järk-järgult eraldudes keskkonnast kosmiliste ajaskaalade jooksul.

6. Spiečia kosmoloogia

6.1 Spiečiaus massifunktsioon

Arvutades spiečiaid massi ja punanihke funktsioonina, testivad kosmoloogid:

  1. Aine tihedus (Ωm): Suurem tihedus tähendab rohkem spiečiaid.
  2. Tumeenergia: Struktuuri kasvu kiirus (sh spiečiaid) sõltub tumeenergia omadustest.
  3. σ8: Algsete tiheduse kõikumiste amplituud määrab, kui kiiresti spiečiaid moodustub [6].

Röntgen- ja SZ-uuringud võimaldavad täpselt määrata spiečiaus massid, pakkudes rangeid piiranguid kosmoloogilistele parameetritele.

6.2 Gravitatsiooniline lääts

Spiečiaus masta gravitatsiooniline lääts aitab samuti hinnata spiečiaus massi. Tugev lääts moodustab hiiglaslikke kaarekujulisi allikaid või mitmekordsed pildid, samas kui nõrk lääts moonutab taustagalaktikate kujusid vaid veidi. Need mõõtmised kinnitavad, et tavaline (nähtav) aine moodustab spiečiaus massist vaid väikese osa — domineerib tumeaine.

6.3 Baarionide osakaal ja KMB

Gaasi massi (baarionide) ja kogu parve massi suhe näitab universaalset baarionide osakaalu, mida võrdleme kosmilise mikrolaine taustkiirguse (KMB) andmetega. Need uuringud kinnitavad pidevalt ΛCDM mudelit ja täpsustavad universumi baarionide tasakaalu [7].

7. Parvede ja superspiedide areng ajas

7.1 Suure punase nihke protospiedid

Kaugseid (kõrge z) galaktikaid vaadates leitakse protospiedid – tihedad noorte galaktikate kogumid, mis varsti võivad "kokkukukkuda" täieõiguslikeks parvedeks. Mõned eredad tähtede moodustumise galaktikad või AGN z∼2–3 juures leitakse sellistes tihedates piirkondades, mis ennustavad tänapäevaseid massiivseid parvesid. JWST ja suured maapealsed teleskoobid avastavad üha sagedamini neid protospiedi, määrates väikseid taeva alasid koos kõige rikkalikumate galaktikate "punase nihke rühmade" ja aktiivse tähtede moodustumisega.

7.2 Parvede ühinemised

Parved võivad omavahel ühineda, moodustades eriti massiivseid süsteeme – "parvede kokkupõrked" tekitavad lööklained ICM keskkonnas (nt "Kulbiparv") ja paljastavad subhalo struktuure. Need on suurimad gravitatsiooniliselt seotud sündmused universumis, vabastades tohutuid energiakoguseid, mis kuumutavad gaase ja ümber korraldavad galaktikaid.

7.3 Superspiedide tulevik

Universumi laienedes (tumeenergia valitsedes) on tõenäoline, et suur osa superspiedidest ei lange kunagi kokku. Tulevikus toimuvad parvede ühinemised jätkuvalt, moodustades hiiglaslikke virialiseerunud halo'sid, kuid suurimad kiud võivad venida ja hõreneda, lõpuks eraldades need mega-struktuurid kui "eraldiseisvad universumid".

8. Kuulsaimad parvede ja superspiedide näited

  • Coma parv (Abell 1656): Massiivne, rikas parv (~300 miljonit valgusaastat kaugusel), tuntud paljude elliptiliste ja S0 galaktikate poolest.
  • Neitsi (Virgo) parv: Kõige lähem rikas parv (~55 miljonit valgusaastat), sisaldab hiiglaslikku elliptilist M87. Kuulub Kohalikku superspiedi.
  • Kulbiparv (1E 0657-558): Näitab kahe parve kokkupõrget, kus röntgenkiirguse gaasid on nihkunud tumeda aine kogunemiste (määratud gravitatsioonilise läätsenduse abil) suhtes — oluline tõend tumeda aine olemasolu kohta [8].
  • Shapley superspiedid: Üks suurimaid teadaolevaid superspiedi, ulatudes umbes 200 Mpc kaugusele, koosneb seotud parvede võrgustikust.

9. Kokkuvõte ja tuleviku väljavaated

Galaktikate parvedumi – suurimad gravitatsiooniliselt seotud süsteemid – on kosmilise võrgu tihedaimad sõlmed, mis näitavad, kuidas suured massid organiseeruvad. Nendes toimuvad keerulised interaktsioonid galaktikate, tumeda aine ja kuuma intergalaktilise keskkonna vahel, mis põhjustavad morfoloogilisi muutusi ja tähtede moodustumise "summutamist" parvedes. Samal ajal superspiedid kujutavad veelgi laiemat nende massiivsete sõlmede ja kiudude struktuuri, mis moodustab kosmilise võrgu karkassi.

Klastrite masside jälgimisel, röntgen- ja SZ-kiirguse analüüsimisel ning gravitatsioonilise läätsestatistika hindamisel määravad teadlased peamised kosmoloogilised parameetrid, sealhulgas tumeda aine tiheduse ja tumeda energia omadused. Tulevased projektid (nt LSST, Euclid, Roman Space Telescope) toovad tuhandeid uusi klastrite avastusi, täpsustades veelgi kosmose mudeleid. Samal ajal võimaldavad sügavad vaatlusted avastada protoklastrid varajastes epohhides ja jälgida üksikasjalikumalt, kuidas superspetside mastaabi struktuurid muutuvad kiiresti laienevas universumis.

Kuigi galaktikad ise on imetlusväärsed, näitab nende kollektiivne struktuur massiivsetes klastrites ja laienenud superspetsiifides, et kosmiline evolutsioon on üldine nähtus, kus keskkond, gravitatsiooniline kogunemine ja tagasiside sulanduvad, luues suurimaid meile tuntud universumi struktuure.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). “Tuumakondenseerumine rasketes haloides – kaheetapiline teooria galaktikate tekkeks ja puuduva satelliidi probleem.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
  2. Markevitch, M., et al. (2002). “Otsesed piirangud tumeda aine isesidemete ristlõikele ühineva galaktikaklastri 1E 0657–56 põhjal.” The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
  3. Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). “Aine ja kiirguse vastastikmõju laienevas universumis.” Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
  4. Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). “Morfoloogiline transformatsioon galaktikate ahistamise tõttu.” The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
  5. Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Kuidas niidid on põimitud kosmilisse võrku.” Nature, 380, 603–606.
  6. Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). “Kosmoloogilised parameetrid galaktikaklastrite vaatlustest.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
  7. Vikhlinin, A., et al. (2009). “Chandra Cluster Cosmology Project III: kosmoloogiliste parameetrite piirangud.” The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
  8. Clowe, D., et al. (2004). “Nõrga gravitatsioonilise läätsestatistika massi rekonstrueerimine interakteerivas klastris 1E 0657–558: otsene tõend tumeda aine olemasolu kohta.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
Naaske ajaveebi