Galaktikų spiečiai ir superspiečiai

Galaktiku spiedieni un superspiedieni

Lielākās gravitācijas saistītās sistēmas, kas veido kosmisko tīklu un ietekmē kopas locekļu galaktikas

Galaktikas kosmosā nav vientuļas. Tās pulcējas spiečos – milzīgos, no simtiem vai pat tūkstošiem galaktiku veidotos veidojumos, ko saista kopīga gravitācija. Vēl plašākā mērogā pastāv superspieči, kas apvieno daudzus spiečus kosmiskā tīkla šķiedrās. Šīs milzīgās struktūras dominē Visuma blīvākajās daļās, nosaka galaktiku izvietojumu un ietekmē katru spieča galaktiku. Šajā rakstā aplūkosim, kas ir galaktiku spieči un superspieči, kā tie veidojas un kāpēc tie ir nozīmīgi, lai izprastu lielo kosmoloģiju un galaktiku attīstību.

1. Spieču un superspieču definīcija

1.1 Galaktiku spieči: kosmiskā tīkla kodols

Galaktiku spieči – tā ir gravitācijas saistīta sistēma, kurā var būt no dažām desmitgadēm līdz tūkstošiem galaktiku. Spieču kopējā masa parasti ir ∼1014–1015 M⊙. Papildus galaktikām tajos ir:

  1. Tumšās matērijas haloji: Lielāko daļu spieča masas (~80–90 %) veido tumšā matērija.
  2. Karstā tarpspieču vide (ICM): Retinātas, ļoti karstas gāzes (temperatūra 107–108 K), kas staro rentgena diapazonā.
  3. Sadarbojošās galaktikas: Spieča galaktikas piedzīvo gāzu noņemšanu, pārvietojoties caur karstu vidi (ram-pressure stripping), "harassment" vai apvienojoties, jo sadursmju biežums ir augsts.

Spiečus bieži atrod, meklējot lielu galaktiku koncentrāciju optiskajos pētījumos, novērojot ICM rentgena starojumu vai izmantojot Sunjajeva–Zel’dovičiaus efektu – kosmiskā mikroviļņu fona fotonu izkropļojumu caur karstiem elektroniem spiečā.

1.2 Superspieči: brīvākas, lielākas struktūras

Superspieči nav pilnībā gravitācijas saistīti, drīzāk tie ir brīvas asociācijas no galaktiku spiečiem un grupām, savienotām ar šķiedrām. Tie stiepjas no dažām desmitgadēm līdz simtiem megaparseku, atspoguļojot Visuma lielākā mēroga struktūru un blīvākos kosmiskā tīkla mezglus. Lai gan dažas superspieča daļas var būt savstarpēji saistītas, ne visas šo veidojumu zonas būs stabilas kosmiskos laikposmos, ja tās nav pilnībā izveidojušās.

2. Spieču veidošanās un attīstība

2.1 Hierarhisks pieaugums ΛCDM modelī

Saskaņā ar mūsdienu kosmoloģisko modeli (ΛCDM) tumšās matērijas haloji aug hierarhiski: vispirms veidojas mazāki haloji, kas apvienojas, tā pakāpeniski veidojot galaktiku grupas un spiečus. Galvenie posmi:

  1. Agrīnās blīvuma svārstības: Nelielas blīvuma atšķirības, kas veidojās pēc inflācijas, pakāpeniski "izgaist".
  2. Grupu stadija: Galaktikas vispirms koncentrējas grupās (~1013 M⊙), kuras vēlāk pievienojas papildu halojiem.
  3. Spieču stadija: Grupām apvienojoties, veidojas spieči, kuros gravitācijas potenciāls ir pietiekami dziļš, lai noturētu karsto ICM.

Lielākie spieču haloi var turpināt augt, piesaistot vēl vairāk galaktiku vai saplūstot ar citiem spiečiem, veidojot vismasīvākos gravitācijas saistītos Visuma veidojumus [1].

2.2 Tarpspieču vide un uzkaršana

Kad grupas apvienojas spiečos, ieplūstošās gāzes strauji uzkarst līdz virialajai temperatūrai, sasniedzot desmitiem miljonu grādu, radot rentgena staru avotu — karsto tarpspieču vidi (ICM). Šī plazma būtiski ietekmē spieča galaktikas, piemēram, caur ram-pressure stripping iedarbību.

2.3 Sakārtoti un nesakārtoti spieči

Daži spieči, kas agrāk piedzīvojuši lielas apvienošanās, tiek saukti par „sakārtotiem“ (relaxed), ar vienmērīgu rentgena starojumu un vienu dziļu gravitācijas potenciālu. Citi demonstrē acīmredzamas apakšstruktūras, kas liecina par notiekošām vai nesenām sadursmēm — šoka frontes ICM vidē vai vairāki atsevišķi galaktiku kopumi liecina par nesakārtotu (unrelaxed) spieču (piemēram, „Lodes spiečs“) [2].

3. Novērošanas īpatnības

3.1 Rentgena starojums

Karstā ICM spiečos ir spēcīgs rentgena avots. Teleskopi kā Chandra un XMM-Newton novēro:

  • Termiskā brīvās lādiņu starojuma (bremsstrahlung): Karstie elektroni, kas staro rentgena diapazonā.
  • Ķīmiskā bagātība: Spektrālās līnijas, kas rāda smagos elementus (O, Fe, Si), izkliedētus supernovu spieča galaktikās.
  • Spieča profili: Gāzu blīvuma un temperatūras sadalījums, kas ļauj rekonstruēt masas sadalījumu un apvienošanās vēsturi.

3.2 Optiskās aptaujas

Blīva sarkano, eliptisko galaktiku koncentrācija spieča centrā ir raksturīga spiečiem. Spektrālie pētījumi palīdz atklāt bagātīgus spiečus (piemēram, Coma) pēc apstiprināto dalībnieku saspiedētā sarkanā nobīdes. Bieži spieča centrā atrodam masīvu „Spieča spožāko galaktiku“ (BCG), kas norāda uz dziļu gravitācijas bedre.

3.3 Sunjajeva–Zel’doviča (SZ) efekts

Karstie ICM elektroni var mijiedarboties ar kosmiskā mikroviļņu fona fotoniem, piešķirot tiem nedaudz vairāk enerģijas. Tā rodas izteikts SZ efekts, kas samazina CMB intensitāti gar spieča līniju. Šī metode ļauj atklāt spiečus gandrīz neatkarīgi no to attāluma [3].

4. Ietekme uz spieču galaktikām

4.1 Gāzu „noplēšana" (ram-pressure) un dzēšana

Kad galaktika ar lielu ātrumu pārvietojas cauri blīvai karstai ICM, gāzes tiek „noplēstas“. Tā tiek zaudēta zvaigžņu veidošanās degviela, tādējādi rodas gāzu trūkstošas, „sarkanas un neaktīvas“ eliptiskas vai S0 galaktikas.

4.2 „Harassment“ un plūdmaiņu mijiedarbības

Tankos blīvās vidēs tuvas galaktiku sadursmes var izjaukt zvaigžņu diskus, veidot izliekumus vai joslas. Šāda atkārtota „harassment“ dinamika laika gaitā uzsilda spirālveida zvaigžņu daļu un pārvērš to par lēcu (S0) [4].

4.3 BCG un spožās dalībnieces

Spieču spožākās galaktikas (BCG), parasti atrodas netālu no spieča centra, var ievērojami augt caur "galaktikas kanibālismu" — pievienojot pavadoņus vai saplūstot ar citām lielām dalībniecēm. Tām raksturīgi ļoti izstiepti zvaigžņu haloi un bieži īpaši masīvas melnās caurumas, kas izstaro spēcīgas radio strūklas vai AGN aktivitāti.

5. Superspieči un kosmiskais tīkls

5.1 Šķiedras un tukšumi

Superspieči savieno spiečus caur galaktiku un tumšās matērijas šķiedrām, bet tukšumi (voids) aizpilda retākos starpumus. Šāda tīkla "audums" rodas no lielu mērogu tumšās matērijas sadalījuma, kas noteica sākotnējās blīvuma svārstības [5].

5.2 Superspieču piemēri

  • Vietējais superspieču komplekss (LSC): Ietver Jaunavas (Virgo) spiečus, Mūsu Grupu (kur atrodas Piena Ceļš) un citas tuvākās grupas.
  • Shapley superspieči: Viens no masīvākajiem vietējā Visumā (~200 Mpc attālumā).
  • Sloan Lielais Sienas veidojums: Milzīga superspieču struktūra, atklāta Sloan Digital Sky Survey pētījumos.

5.3 Gravitācijas saistība?

Daudzi superspieči nav pilnībā virializēti – tie var "izplesties" Visuma paplašināšanās dēļ. Tik dažas blīvākas superspieču daļas galīgi sabrūk nākotnes spieču halo. Straujākas paplašināšanās dēļ lielu mērogu šķiedrām var būt lemts "izstiepties" un retināties, pakāpeniski atdaloties no apkārtējās vides kosmiskos laikmetos.

6. Spieču kosmoloģija

6.1 Spieču masu funkcija

Aprēķinot spiečus kā masas un sarkano nobīžu funkciju, kosmologi pārbauda:

  1. Matērijas blīvums (Ωm): Lielāks blīvums nozīmē vairāk spieču.
  2. Tumšā enerģija: Struktūru augšanas ātrums (tostarp spieči) ir atkarīgs no tumšās enerģijas īpašībām.
  3. σ8: Sākotnējo blīvuma svārstību amplitūda nosaka, cik ātri veidojas spieči [6].

Rentgena un SZ pētījumi ļauj precīzi noteikt spieču masas, tādējādi uzliekot stingrus ierobežojumus kosmoloģiskajiem parametriem.

6.2 Gravitācijas lēcu efekts

Gravitācijas lēcu efekts spieču mērogā arī palīdz novērtēt spieču masu. Stipra gravitācijas lēca veido milzīgus loka formas avotus vai vairākus attēlus, bet vāja gravitācijas lēca nelielā mērā izkropļo fona galaktiku formas. Šie mērījumi apstiprina, ka parastā (redzamā) matērija veido tikai nelielu daļu no spieču masas — tumšā matērija dominē.

6.3 Barionu daļa un KMB

Gāzu masu (barionu) un kopas kopējās masas attiecība rāda universālu barionu daļu, ko salīdzinām ar kosmiskā mikroviļņu fona (KMB) datiem. Šie pētījumi pastāvīgi apstiprina ΛCDM modeli un precizē Visuma barionu bilanci [7].

7. Kopu un superskopu attīstība laika gaitā

7.1 Liela sarkanā nobīdes protokopas

Tālu (augsta z) galaktiku novērojumos tiek atklātas protokopas – blīvas jaunu galaktiku koncentrācijas, kas drīz var "sabriest" pilnvērtīgās kopās. Dažas spožas zvaigžņu veidošanās galaktikas vai AGN pie z∼2–3 tiek atrastas šādās sablīvētās zonās, kas paredz pašreizējās masīvās kopas. JWST un lielie zemes teleskopi arvien biežāk atklāj šīs protokopas, identificējot nelielas debess daļas ar visbagātākajām galaktiku "sarkanā nobīdes grupām" un aktīvu zvaigžņu veidošanos.

7.2 Pašu kopu saplūšana

Kopas var apvienoties savā starpā, veidojot īpaši masīvas sistēmas – "kopu sadursmes" rada trieciena frontes ICM vidē (piemēram, "Lodes kopa") un atklāj subhalo struktūras. Tie ir lielākie gravitacionāli saistītie notikumi Visumā, atbrīvojot milzīgu enerģijas daudzumu, kas uzsilda gāzes un pārkārto galaktikas.

7.3 Superskopu nākotne

Visuma paplašināšanās dēļ (tumšās enerģijas dominēšanas apstākļos) ir ticams, ka liela daļa superskopu nekad nesakritīs. Nākotnē kopu apvienošanās joprojām notiks, veidojot milzīgus virializētus halojus, bet lielākās šķiedru daļas var stiepties un retināties, galu galā atdalot šīs mega-struktūras kā "atsevišķus Visumus".

8. Pazīstamākie kopu un superskopu piemēri

  • Coma kopa (Abell 1656): Masīva, bagāta kopa (~300 milj. gaismas gadu attālumā), slavena ar daudzām eliptiskām un S0 galaktikām.
  • Jaunavas (Virgo) kopa: Tuvākā bagātā kopa (~55 milj. gaismas gadu attālumā), kurā ietilpst milzīgā eliptiskā M87. Pieder Vietējai superskopai.
  • Lodes kopa (1E 0657-558): Demonstrē divu kopu sadursmi, kur rentgena staru gāzes ir nobīdītas no tumšās matērijas koncentrācijām (noteiktām ar lēšanos) — svarīgs tumšās matērijas eksistences pierādījums [8].
  • Shapley superskopas: Viena no lielākajām zināmajām superskopām, kas stiepjas aptuveni 200 Mpc attālumā, veidota no saistītu kopu tīkla.

9. Kopsavilkums un nākotnes perspektīvas

Galaktiku kopas – lielākās gravitacionāli saistītās sistēmas – ir blīvākie kosmiskā tīkla mezgli, kas parāda, kā liela mēroga matērija organizējas. Tajās notiek sarežģītas mijiedarbības starp galaktikām, tumšo matēriju un karsto starpkopu vidi, kas nosaka morfoloģiskas izmaiņas un zvaigžņu veidošanās "apturēšanu" kopās. Tikmēr superskopas atspoguļo vēl plašāku šo masīvo mezglu un šķiedru struktūru, attēlojot kosmiskā tīkla karkasu.

Novērojot kopu masas, analizējot rentgena un SZ emisiju un vērtējot gravitācijas lēsošanu, zinātnieki nosaka galvenos kosmoloģiskos parametrus, tostarp tumšās matērijas blīvumu un tumšās enerģijas īpašības. Nākotnes projekti (piemēram, LSST, Euclid, Roman Space Telescope) sniegs tūkstošiem jaunu kopu atklājumu, vēl precīzāk nosakot kosmiskos modeļus. Tajā pašā laikā dziļie novērojumi ļaus atklāt protokopas agrīnajos laikos un detalizētāk sekot superspiegas mēroga struktūru izmaiņām strauji paplašinātajā Visumā.

Lai gan pašas galaktikas ir pārsteidzošas, to kolektīvā struktūra masīvajos kopumos un izpletušajos superspiegos parāda, ka kosmiskā evolūcija ir kopīgs fenomens, kur vide, gravitācijas koncentrācija un atgriezeniskā saite saplūst, veidojot lielākos mums zināmos Visuma veidojumus.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). “Kodola kondensācija smagajos haloes – divpakāpju teorija galaktiku veidošanai un trūkstošo pavadoņu problēmai.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
  2. Markevitch, M., et al. (2002). “Tieši ierobežojumi tumšās matērijas pašmijiedarbības šķērsgriezuma koeficientam no saplūstošās galaktiku kopas 1E 0657–56.” The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
  3. Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). “Materiāla un starojuma mijiedarbība paplašinātajā Visumā.” Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
  4. Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). “Morfoloģiskā transformācija no galaktiku uzmākšanās.” The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
  5. Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Kā pavedieni tiek austīti kosmiskajā tīklā.” Nature, 380, 603–606.
  6. Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). “Kosmoloģiskie parametri no galaktiku kopu novērojumiem.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
  7. Vikhlinin, A., et al. (2009). “Chandra Cluster Cosmology Project III: Kosmoloģisko parametru ierobežojumi.” The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
  8. Clowe, D., et al. (2004). “Vājas lēcas masas rekonstrukcija mijiedarbības kopā 1E 0657–558: Tieši pierādījumi tumšās matērijas eksistencei.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
Atgriezties emuārā