გალაქტიკათა გროვები და კოსმოსური ქსელი

ქსელი სიმკვრივის სამგანზომილებიანი განაწილებაა. მისი წარმონაქმნები არაწესიერი ფორმისაა, ხოლო საზღვრები ერთმანეთს ფარავს; ასტრონომები ცის მიმოხილვების მონაცემებსა და სიმულაციებში ამ წარმონაქმნების ამოსაცნობად სხვადასხვა მეთოდს იყენებენ.[2]

ქსელის ფორმამ ჩამოყალიბება გალაქტიკების მის განათებამდე დაიწყო

ბნელი მატერიის სტრუქტურა ბნელი საუკუნეებისა და კოსმოსური განთიადის დროს ყალიბდებოდა. აირის გაცივებისა და ვარსკვლავების წარმოქმნისას გალაქტიკები მატერიის გაცილებით ფართო განაწილების ხილულ მაჩვენებლებად იქცა.

ქსელი რეიონიზაციამდე, მის დროს და მის შემდეგაც ვითარდებოდა. გრავიტაციას, აირის ფიზიკასა და სამყაროს გაფართოებას შორის ცვალებადი ბალანსი გვიანდელ ეპოქებში დაკვირვებულ სტრუქტურებს აყალიბებდა.[2]

წინა ეტაპები განხილულია სტატიაში გრავიტაციული დაგროვება და სიმკვრივის რყევები.

გალაქტიკათა გროვა გრავიტაციულად შეკავშირებული სისტემაა, რომლის საერთო ჰალოში შეიძლება ასობით ან ათასობით გალაქტიკა იყოს. გროვები სამყაროში კოლაფსირებული და გრავიტაციულად შეკავშირებული უდიდესი სტრუქტურებია; ისინი მატერიის შემოდინებისა და შერწყმების შედეგად კვლავ იზრდება.[17]

ეს თანაფარდობები მიახლოებითია. ისინი დამოკიდებულია გროვის მასაზე, გაზომვის მეთოდსა და იმაზე, თუ რა რადიუსამდე ფასდება მისი შემადგენლობა.[4]

რატომ არის გაზი ასეთი ცხელი?

როდესაც გაზი გროვაში ეცემა და სხვა გაზს ეჯახება, დარტყმითი ტალღები მისი მოძრაობის ენერგიის ნაწილს სითბოდ გარდაქმნის. ეს გროვათაშორისი გარემო, ანუ ICM, ჩვეულებრივ დაახლოებით 10–100 მილიონ კელვინამდე ცხელდება.

ასეთ ტემპერატურაზე ეს არის გაიშვიათებული პლაზმა, რომელიც იონებისა და თავისუფალი ელექტრონებისგან შედგება. ის ძალიან განსხვავდება ცივი, მკვრივი გაზის ღრუბლებისგან, რომლებშიც უშუალოდ წარმოიქმნება ვარსკვლავები. მისი ტემპერატურა, მოძრაობა და გამოსხივება გვიჩვენებს, როგორ იზრდება გროვა.[5], [17]

გალაქტიკების გამოსახულება, რენტგენული გამოსხივების რუკა და გრავიტაციული ლინზირების რეკონსტრუქცია ერთი და იმავე რეგიონის სხვადასხვა თვისებას ავლენს. მათი შეჯერებით მკვლევრებს შეუძლიათ შეადარონ ხილული გალაქტიკები, პლაზმა და გრავიტაციული მასა მთლიანად.

ეს მეთოდები საშუალებას იძლევა ერთმანეთის მიმართ შემოწმდეს დაშვებები და ამოიცნოს დარღვეული ან შერწყმის პროცესში მყოფი სისტემები.[5], [6], [7], [10]

გროვამ შეიძლება კვალი დატოვოს უძველეს სინათლეში

სითბური სიუნიაევ-ზელდოვიჩის ეფექტის დროს კოსმოსური მიკროტალღური ფონის ფოტონები გროვის აირში არსებულ მაღალი ენერგიის ელექტრონებთან ურთიერთქმედებისას იფანტება და საშუალოდ ენერგიას იძენს. შედეგად მიკროტალღების სპექტრი დამახასიათებლად იცვლება.

ეს საშუალებას იძლევა აღმოჩნდეს და შესწავლილ იქნეს ცხელი აირი ფონურ გამოსხივებაზე მისი გავლენის მიხედვით, ამასთანავე გაიზომოს თავად აირის მიერ გამოსხივებული რენტგენული გამოსხივებაც.[10]

ეგრეთ წოდებული ბარიონების ნაკლებობის პრობლემა ეხება ჩვეულებრივ მატერიას, რომლის რაოდენობასაც ადრეული სამყაროს გაზომვები წინასწარმეტყველებს, თუმცა მისი სრულად აღმოჩენა ახლომდებარე ვარსკვლავებსა და ადვილად დასაკვირვებელ აირში რთულია. ეს ცალკე საკითხია იმისგან, თუ რა არის ბნელი მატერია.

ამ ჩვეულებრივი მატერიის დიდი ნაწილი გაიშვიათებულ იონიზებულ აირშია გაბნეული. მისი ნაწილი ძაფებში ქმნის თბილ-ცხელ გალაქტიკათშორის გარემოს, ანუ WHIM-ს. დაბალი სიმკვრივის გამო ის სუსტად ასხივებს, მაღალ ტემპერატურაზეც კი.[11], [13]

გალაქტიკები ასევე ცვლიან მათ გარშემო არსებულ გაზს

ვარსკვლავები და აქტიური შავი ხვრელები ენერგიასა და მატერიას გარემოში აბრუნებენ. გადინებები მძიმე ელემენტებს მათი წარმოქმნის არეალებს გარეთ ავრცელებს და შეუძლია ჩვეულებრივი მატერია პატარა ჰალოებიდან უფრო ფართო ქსელში გამოდევნოს.[12]

კავშირი ორმხრივია: გარემო გალაქტიკებზე მოქმედებს, გალაქტიკები კი გარემომცველი აირის ტემპერატურასა და ქიმიურ შემადგენლობას ცვლის.

სტანდარტული ΛCDM მოდელი ცივ ბნელ მატერიას კოსმოლოგიურ მუდმივა Λ-სთან აერთიანებს, რომელიც აჩქარებულ გაფართოებას უკავშირდება. ის კოსმოსური სტრუქტურების მრავალ გაზომილ თვისებას ხსნის, თუმცა მისი კომპონენტები და დეტალური პროგნოზები კვლავ მოწმდება.

ეს კოსმოსური მიკროტალღური ფონი ადრეული ფლუქტუაციების სტატისტიკური თვისებების შეზღუდვების დადგენის საშუალებას იძლევა. მკვლევრები მოდელირებენ ამ საწყისი პირობების ევოლუციას და ამოწმებენ, შეესაბამება თუ არა წარმოქმნილი გალაქტიკები, გროვები და მასის განაწილება გვიანდელ დაკვირვებებს.[9]

ციფრული მოდელები ქსელს აღადგენენ მატერიის საერთო გრავიტაციული ევოლუციის თვალყურის დევნებით. მათში გამოყენებული თითოეული ციფრული ნაწილაკი მატერიის დიდ რაოდენობას შეესაბამება. აირების გამოთვლებში გათვალისწინებულია გაგრილება, ვარსკვლავების წარმოქმნა და უკუკავშირი, რათა გამოიკვლიონ, როგორ ნაწილდება გალაქტიკები და პლაზმა ამ სტრუქტურაში.[16]

სიმულაციაში უფრო დიდი მოცულობა იშვიათი გროვების შესწავლას უწყობს ხელს, ხოლო მაღალი გარჩევადობა უფრო წვრილ დეტალებს ავლენს. სხვადასხვა გამოთვლისა და დაკვირვების შედარება ფიზიკურ მოვლენებს რიცხვითი მეთოდების შეზღუდვებისგან გარჩევაში გვეხმარება.

• გალაქტიკების მდებარეობები და მანძილები

  უფრო ფართო დაფარვის წითელი წანაცვლების რუკები

  DESI-მ 2026 წლის აპრილში დაასრულა საწყისი ხუთწლიანი მიმოხილვის დაკვირვებები, რომლის დროსაც 47 მილიონზე მეტი გალაქტიკა და კვაზარი გაზომა. ასეთი ნიმუშები გროვად თავმოყრისა და გაფართოების უფრო ზუსტად შესწავლის საშუალებას იძლევა.[14]

• ფორმები და დაკვირვებები ინფრაწითელ დიაპაზონში

  „Euclid“-ის გაფართოებული მიმოხილვა

  მოქმედი ESA-ს ტელესკოპი „Euclid“ ხილული სინათლის გამოსახულებებს ახლო ინფრაწითელ დაკვირვებებთან აერთიანებს, რათა სამყაროს ისტორიის ფართო მონაკვეთში გალაქტიკების განაწილება და გრავიტაციული ლინზირება შეისწავლოს.[15]

• მატერია გალაქტიკებს შორის

  გაზის უფრო დეტალური აღრიცხვა

  რადიოიმპულსები, რენტგენული გამოსხივების სპექტრები და მიკროტალღური გაზომვები გაფანტული პლაზმის სხვადასხვა თვისების შესწავლის საშუალებას იძლევა. ერთად ისინი გვეხმარება შევამოწმოთ, სად არის გაზი და როგორ გადაანაწილა ის უკუკავშირმა.[10], [12], [13]

ღია კითხვებს შორისაა, რამდენად ზუსტად შეიძლება გროვების მასის შეფასებების კალიბრაცია, როგორ არის გაზი განაწილებული ჰალოებსა და ძაფებს შორის და რამდენად ძლიერად ცვლის უკუკავშირი მატერიის განაწილებას იმ მასშტაბებზე, რომლებსაც მაღალი სიზუსტის მიმოხილვითი გაზომვები მოიცავს.

პროგრესი ნიშნავს ამ დაკვირვებების ერთობლივად ახსნის უნარს: კაშკაშა გალაქტიკების, ცხელი პლაზმის, ლინზირების სიგნალისა და შედარებით მშვიდი სივრცეებისა მკვრივ სტრუქტურებს შორის.