Galaktikų spiečiai ir superspiečiai

Кластеры галактик и суперкластеры

Крупнейшие гравитационно связанные системы, формирующие космическую сеть и влияющие на галактики членов скопления

Галактики в космосе не одиноки. Они собираются в скопления — огромные образования из сотен или даже тысяч галактик, связанных общей гравитацией. На ещё большем масштабе существуют суперскопления, объединяющие множество скоплений в нитях космической сети. Эти гигантские структуры доминируют в самых плотных областях Вселенной, определяют распределение галактик и влияют на каждую галактику в скоплении. В этой статье мы рассмотрим, что такое скопления и суперскопления галактик, как они формируются и почему они важны для понимания крупномасштабной космологии и эволюции галактик.

1. Определение скоплений и суперскоплений

1.1 Скопления галактик: ядро космической сети

Скопление галактик — это гравитационно связанная система, в которой может быть от нескольких десятков до тысяч галактик. Общая масса скоплений обычно составляет ∼1014–1015 M⊙. Помимо галактик, в них присутствуют:

  1. Гало тёмной материи: Основную часть массы скопления (~80–90 %) составляет тёмная материя.
  2. Горячая внутрископленная среда (ICM): Разреженный, сильно разогретый газ (температура 107–108 K), излучающий в рентгеновском диапазоне.
  3. Взаимодействующие галактики: Галактики в скоплении испытывают срыв газа при движении через горячую среду (ram-pressure stripping), «harassment» или слияния, поскольку частота столкновений высока.

Скопления часто обнаруживаются при поиске высокой концентрации галактик в оптических исследованиях, наблюдении рентгеновского излучения ICM или использовании эффекта Суньяева–Зельдовича — искажения фотонов космического микроволнового фона горячими электронами в скоплении.

1.2 Суперскопления: более свободные, крупные структуры

Суперскопления не являются полностью гравитационно связанными, скорее это свободные ассоциации из скоплений и групп галактик, соединённых нитями. Они простираются от нескольких десятков до сотен мегапарсек, показывая структуру Вселенной на крупнейших масштабах и самые плотные узлы космической сети. Хотя некоторые части суперскопления могут быть взаимосвязаны, не все области этих образований будут стабильно коллапсировать на космических временных масштабах, если они не полностью сформированы.

2. Формирование и эволюция скоплений

2.1 Иерархический рост в модели ΛCDM

Согласно современной космологической модели (ΛCDM), гало тёмной материи растут иерархически: сначала формируются меньшие гало, которые сливаются, постепенно образуя группы и скопления галактик. Основные этапы:

  1. Ранние флуктуации плотности: Незначительные различия плотности, сформировавшиеся после инфляции, постепенно «рассеиваются».
  2. Стадия групп: Галактики сначала собираются в группы (~1013 M⊙), к которым позже присоединяются дополнительные гало.
  3. Стадия скопления: При слиянии групп формируются скопления, в которых гравитационный потенциал достаточно глубок, чтобы удерживать горячий ICM.

Крупнейшие гало скоплений могут продолжать расти, присоединяя ещё больше галактик или сливаясь с другими скоплениями, формируя самые массивные гравитационно связанные структуры Вселенной [1].

2.2 Внутрископленческая среда и нагрев

При слиянии групп в скопления втекающие газы ударно нагреваются до вирциальной температуры, достигающей десятков миллионов градусов, создавая рентгеновский источник — горячую внутрископленческую среду (ICM). Эта плазма существенно влияет на галактики скопления, например, через эффект ram-pressure stripping.

2.3 Устоявшиеся и неустоявшиеся скопления

Некоторые скопления, пережившие крупные слияния ранее, называются «устоявшимися» (relaxed), с равномерным рентгеновским свечением и одним глубоким гравитационным потенциалом. Другие демонстрируют явные субструктуры, указывающие на текущие или недавние столкновения — ударные фронты в среде ICM или несколько отдельных скоплений галактик свидетельствуют о неустоявшемся (unrelaxed) скоплении (например, «Пуля» [2]).

3. Особенности наблюдений

3.1 Рентгеновское излучение

Горячая ICM в скоплениях является мощным рентгеновским источником. Телескопы, такие как Chandra и XMM-Newton, наблюдают:

  • Термическое излучение свободных зарядов (bremsstrahlung): Горячие электроны, излучающие в рентгеновском диапазоне.
  • Химический состав: Спектральные линии, показывающие тяжёлые элементы (O, Fe, Si), выброшенные сверхновыми в галактиках скопления.
  • Профили скопления: Распределение плотности и температуры газа, позволяющее реконструировать распределение массы и историю слияний.

3.2 Оптические обзоры

Плотное скопление красных эллиптических галактик в центре скопления характерно для скоплений. Спектральные исследования помогают обнаружить богатые скопления (например, Coma) по сгущённому красному смещению подтверждённых членов. Часто в центре скопления находится массивная «Самая яркая галактика скопления» (BCG), показывающая глубокую гравитационную яму.

3.3 Эффект Суньяева–Зельдовича (SZ)

Горячие электроны ICM могут взаимодействовать с фотонами космического микроволнового фона, передавая им немного энергии. Так возникает характерный эффект SZ, уменьшающий интенсивность CMB вдоль линии скопления. Этот метод позволяет обнаруживать скопления почти независимо от их расстояния [3].

4. Влияние на галактики в скоплении

4.1 «Срыв» газа (ram-pressure) и тушение

Когда галактика с большой скоростью движется через плотную горячую ICM, газы «срываются». Так теряется топливо для звездообразования, в результате получаются газообеднённые, «красные и неактивные» эллиптические или S0 галактики.

4.2 «Harassment» и приливные взаимодействия

В плотных скоплениях близкие прохождения галактик могут нарушать звездные диски, формировать искривления или бары. Такая повторяющаяся динамика «harassment» со временем нагревает спиральную звездную часть и превращает её в линзовидную (S0) [4].

4.3 BCG и яркие члены

Самые яркие галактики скопления (BCG), обычно расположенные близко к центру скопления, могут значительно расти за счёт «галактического каннибализма» — присоединяя спутники или сливаясь с другими крупными членами. Для них характерны очень протяжённые звёздные гало и часто особенно массивные чёрные дыры, излучающие мощные радиоструи или проявляющие активность AGN.

5. Суперкластеры и космическая сеть

5.1 Нити и пустоты

Суперкластеры связывают скопления через нити галактик и тёмной материи, а пустоты (voids) заполняют более редкие промежутки. Такая «ткань» сети возникает из-за крупномасштабного распределения тёмной материи, обусловленного начальными флуктуациями плотности [5].

5.2 Примеры суперкластеров

  • Локальный суперкластер (LSC): Включает скопления Девы (Virgo), нашу Группу (где находится Млечный Путь) и другие близлежащие группы.
  • Суперкластер Шепли: Один из самых массивных в локальной Вселенной (~200 Мпк от нас).
  • Sloan Большая Стена: Огромная структура суперкластеров, обнаруженная в исследованиях Sloan Digital Sky Survey.

5.3 Гравитационная связанность?

Многие суперкластеры не являются полностью вириализованными — они могут «расслабляться» из-за расширения Вселенной. Только некоторые более плотные части суперкластеров окончательно коллапсируют в будущие гало скоплений. Из-за ускоряющегося расширения крупномасштабные нити могут «растягиваться» и разрежаться, постепенно отделяясь от окружающей среды космическими временами.

6. Космология скоплений

6.1 Функция масс скоплений

Рассматривая скопления как функцию массы и красного смещения, космологи проверяют:

  1. Плотность материи (Ωm): Более высокая плотность означает большее количество скоплений.
  2. Тёмная энергия: Темп роста структур (включая скопления) зависит от свойств тёмной энергии.
  3. σ8: Амплитуда начальных флуктуаций плотности определяет, насколько быстро формируются скопления [6].

Рентгеновские и SZ исследования позволяют точно определить массы скоплений, тем самым накладывая строгие ограничения на космологические параметры.

6.2 Гравитационное линзирование

Гравитационное линзирование на масштабе скопления также помогает оценить массу скопления. Сильное линзирование формирует гигантские дугообразные источники или множественные изображения, а слабое линзирование незначительно искажает формы фоновых галактик. Эти измерения подтверждают, что обычная (видимая) материя составляет лишь небольшую часть массы скоплений — доминирует тёмная материя.

6.3 Доля барионов и КМФ

Отношение массы газа (барионов) к общей массе скопления показывает универсальную долю барионов, которую сравнивают с данными космического микроволнового фона (КМФ). Эти исследования постоянно подтверждают модель ΛCDM и уточняют барионный баланс Вселенной [7].

7. Эволюция скоплений и суперскоплений во времени

7.1 Протоскопления с высоким красным смещением

Наблюдая далекие (с высоким z) галактики, обнаруживают протоскопления – плотные скопления молодых галактик, которые вскоре могут "обрушиться" в полноценные скопления. Некоторые яркие звездообразующие галактики или AGN при z∼2–3 обнаруживаются в таких плотных областях, предвещающих современные массивные скопления. JWST и крупные наземные телескопы всё чаще обнаруживают эти протоскопления, определяя небольшие участки неба с наибольшим числом "групп красного смещения" галактик и активным звездообразованием.

7.2 Слияния самих скоплений

Скопления могут сливаться друг с другом, образуя особенно массивные системы – "столкновения скоплений" создают ударные фронты в ICM (например, "Пулевое скопление") и выявляют субгало структуры. Это крупнейшие гравитационно связанные события во Вселенной, высвобождающие огромные количества энергии, которые нагревают газы и перестраивают галактики.

7.3 Будущее суперскоплений

По мере расширения Вселенной (при доминировании тёмной энергии) вероятно, что значительная часть суперскоплений так и не коллапсирует. В будущем слияния скоплений будут продолжаться, формируя гигантские вириализованные гало, но крупные части нитей могут растягиваться и разрежаться, в конечном итоге отделяя эти мегаструктуры как "отдельные Вселенные".

8. Наиболее известные примеры скоплений и суперскоплений

  • Скопление Coma (Abell 1656): Массивное, богатое скопление (~300 млн световых лет), известное множеством эллиптических и S0 галактик.
  • Скопление Девы (Virgo): Ближайшее богатое скопление (~55 млн световых лет), включающее гигантскую эллиптическую галактику M87. Принадлежит к Локальному суперскоплению.
  • Пулевое скопление (1E 0657-558): Демонстрирует столкновение двух скоплений, где рентгеновские газы смещены относительно скоплений тёмной материи (определённых с помощью гравитационного линзирования) — важное доказательство существования тёмной материи [8].
  • Суперскопление Шепли: Одно из крупнейших известных суперскоплений, протяжённостью около 200 Мпк, состоящее из сети связанных скоплений.

9. Резюме и перспективы на будущее

Скопления галактик – крупнейшие гравитационно связанные системы – являются самыми плотными узлами космической сети, показывающими, как материя крупномасштабно организуется. В них происходят сложные взаимодействия между галактиками, тёмной материей и горячей внутрикластерной средой, приводящие к морфологическим изменениям и "подавлению" звездообразования в скоплениях. В то же время суперскопления отображают ещё более широкую структуру этих массивных узлов и нитей, представляя каркас космической сети.

Наблюдая массы скоплений, анализируя рентгеновское и SZ-излучение и оценивая гравитационное линзирование, ученые определяют основные космологические параметры, включая плотность темной материи и свойства темной энергии. Будущие проекты (например, LSST, Euclid, Roman Space Telescope) обеспечат тысячи новых открытий скоплений, еще точнее уточняя космические модели. Одновременно глубокие наблюдения позволят обнаружить протоскопления в ранних эпохах и детальнее отслеживать, как структуры суперкластеров меняются в быстро расширяющейся Вселенной.

Хотя сами галактики удивительны, их коллективная структура в массивных скоплениях и расширяющихся суперкластерах показывает, что космическая эволюция — это общий процесс, в котором среда, гравитационное накопление и обратная связь сливаются, создавая крупнейшие известные нам структуры Вселенной.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). «Конденсация ядра в тяжелых гало – двухэтапная теория формирования галактик и проблема отсутствующих спутников.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
  2. Markevitch, M., et al. (2002). «Прямые ограничения на сечение самовзаимодействия темной материи по данным слияния галактического кластера 1E 0657–56.» The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
  3. Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). «Взаимодействие материи и излучения в расширяющейся Вселенной.» Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
  4. Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). «Морфологическая трансформация в результате преследования галактик.» The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
  5. Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). «Как нити вплетаются в космическую сеть.» Nature, 380, 603–606.
  6. Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). «Космологические параметры по наблюдениям скоплений галактик.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
  7. Vikhlinin, A., et al. (2009). «Проект Chandra Cluster Cosmology III: Ограничения космологических параметров.» The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
  8. Clowe, D., et al. (2004). «Восстановление массы взаимодействующего кластера 1E 0657–558 методом слабого гравитационного линзирования: прямые доказательства существования темной материи.» The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
Вернуться в блог