10.4. Скопления галактик и крупномасштабная структура

На масштабе, превосходящем примерно 400–500 млн световых лет, вещество во Вселенной распределено достаточно равномерно. Однако на меньшем масштабе можно увидеть скопления и сверхскопления галактик. Совокупность скоплений, сверхскоплений и гигантских пустот между ними (так называемых войдов) формирует крупномасштабную структуру Вселенной, имеющую ячеисто-волокнистый вид.

На масштабе в сотни миллионов световых лет и больше Вселенная имеет ячеисто-волокнистую структуру.

Скопления галактик имеют массу порядка 1014–1015 масс Солнца (в основном это темное вещество). Именно исследования скоплений позволили Фрицу Цвикки в 1933 г. прийти к выводу о необходимости существования большой скрытой (невидимой) массы для объяснения скоростей галактик в этих образованиях. Барионное вещество в скоплениях в основном содержится в виде горячего (десятки миллионов градусов) межгалактического газа, а на звезды приходится масса, в среднем в десять раз меньшая.

Размеры скоплений обычно составляют примерно 10–30 млн световых лет, в них входят от сотни до тысяч крупных галактик. Тенденцию туманностей «собираться в группы» (тогда еще не знали о том, что это галактики) заметили более 200 лет назад. Но достоверное знание о существовании скоплений из сотен галактик появилось менее 100 лет назад – в 1920–1930-е гг.

Скопления галактик имеют размеры около 10–30 млн световых лет и обычно включают сотни крупных галактик.

Крупные скопления галактик в настоящий момент являются наиболее массивными и протяженными гравитационно связанными структурами во Вселенной. Если темная энергия (см. раздел 11.6 «Ускоренное расширение Вселенной. Темная энергия. Будущее Вселенной») объясняется космологической постоянной, то скопления галактик сохранятся и в далеком будущем, однако будут удаляться друг от друга. Другие варианты эволюции темной энергии могут привести к иным сценариям дальнейшей эволюции крупномасштабной структуры.

Массивные скопления галактик в основном сформировались на красных смещениях z < 2, т. е. примерно 10 млрд лет назад, однако процесс эволюции скоплений продолжается и в наши дни. На больших красных смещениях мы не видим собственно скоплений – там наблюдаются сгущения, называемые протоскоплениями галактик, и мы видим их такими, какими они были спустя пару миллиардов лет после Большого взрыва. В настоящий момент они, конечно, превратились в скопления, но наблюдать их современное состояние мы уже не cможем – они находятся за нашим горизонтом событий (см. раздел 11.2 «Горизонт частиц и горизонт событий. Возраст Вселенной»). В 2012 г. группа японских астрофизиков – Дзюн Тошикава (Jun Toshikawa) и его коллеги – заявила об обнаружении протоскопления на красном смещении z ~ 6, что соответствует примерно миллиарду лет после начала расширения.

Согласно современным моделям существование крупномасштабной структуры и ее элементов обязано своим происхождением первичным флуктуациям плотности, возникающим на стадии инфляции. В основном структура сформирована темным веществом, которое по массе превосходит обычное вещество примерно в пять раз. Неоднородности в распределении темного вещества начинают расти еще в ранней Вселенной, а по окончании эпохи рекомбинации начинается и рост флуктуаций обычного (барионного) вещества. Первыми успевают сколлапсировать небольшие неоднородности, поэтому в начале во Вселенной появляются звезды, потом галактики и лишь потом скопления. Еще более крупные образования – сверхскопления – к настоящему времени не успели сколлапсировать.

Эволюция скоплений и сверхскоплений сильно зависит от свойств темной энергии.

Сверхскопления галактик появились в обиходе астрофизиков в 1958 г., когда Джордж Эйбелл (George Ogden Abell) представил свой каталог скоплений галактик, выделив в нем «скопления второго уровня». Сверхскопления являются протяженными структурами размером до полумиллиарда световых лет, включающими в себя множество отдельных скоплений галактик. Например, скопление галактик в созвездии Девы, к которому относится и наша Галактика, входит в состав сверхскопления Ланиакеа, которое было идентифицировано в 2014 г. по кинематике галактик. К гигантской Ланиакее относится и Великий Аттрактор, открытый в 1988 Линден-Беллом, – крупнейшая аномалия в распределении вещества в наших космологических окрестностях. Судьба сверхскоплений зависит от природы темной энергии: вероятнее всего, многие сверхскопления будут растягиваться в ходе дальнейшего расширения Вселенной и так и не станут связанными объектами.

Характерный размер элементов крупномасштабной структуры – 400–500 млн световых лет.

Сверхскопления связаны с филаментарной (волокнистой) структурой Вселенной. Гигантские филаменты, в которых в основном сконцентрировано вещество, текущее в направлении скоплений и сверхскоплений, которые находятся на пересечении волокон, имеют размеры до миллиардов световых лет. Мы знаем о филаментарной структуре по наблюдениям галактик и горячего межгалактического газа, однако в 2012 г. Йорг Дитрих (J?rg P. Dietrich) с соавторами заявил о первой идентификации волокна крупномасштабной структуры, состоящего из темного вещества. Это удалось сделать благодаря использованию метода слабого гравитационного линзирования: было показано, что между скоплениями галактик Abell 222 и Abell 223 сосредоточена большая масса, но при этом там не наблюдается достаточного количества галактик или газа для ее объяснения. Размер этого волокна составляет более 10 млн световых лет, а его масса достигает примерно 1014 солнечных масс, что сопоставимо с массами скоплений галактик. Совсем недавно, в 2017 г., статистический анализ большого количества пар массивных галактик, отмечающих положение богатых групп, позволил получить надежные аргументы в пользу существования волокон темного вещества и между такими объектами.

Скопления галактик образуются в основном на z ? 2 и продолжают расти в наши дни.

Филаменты очерчивают гигантские пустоты – войды. Они были идентифицированы в 1978 г. трудами нескольких групп астрофизиков – Гуидо Кинкарини (Guido Chincarini), Стефана Грегори (Stephen Gregory) и Лэрда Томпсона (Laird Thompson), а также эстонских астрофизиков под руководством Яана Эйнасто (Jan Einasto). Войды имеют характерные размеры до 500 млн световых лет, что связано с так называемыми барионно-акустическими осцилляциями в ранней Вселенной незадолго до эпохи рекомбинации. Эти осцилляции связаны с флуктуациями плотности, существовавшими уже на момент рекомбинации, затем они росли, растягивались из-за расширения пространства и стали основой для формирования структуры Вселенной, задав характерный масштаб неоднородности в распределении галактик.

На z < 1 эволюция филаментов практически останавливается, а скопления продолжают эволюционировать, хотя и их рост замедляется из-за начала доминирования темной энергии. Формирование скоплений очень чувствительно к космологическим параметрам, поскольку они находятся на границе между уже сформировавшимися гравитационно-связанными структурами и теми, которые никогда не сколлапсируют из-за темной энергии.

Изучение формирования крупномасштабной структуры – существенная часть современных астрономических исследований, объединяющая несколько областей физики и астрофизики. Первой важной работой в этом направлении стала статья Евгения Лифшица, опубликованная в 1946 г. и посвященная росту возмущения плотности на протяжении космической истории. Изучение крупномасштабной структуры активно развивалось в нашей стране, в частности в научной школе Якова Зельдовича. С появлением компьютеров основные результаты по эволюции крупномасштабной структуры получают численно. Сравнение данных расчетов с наблюдениями позволяет получать и уточнять многие параметры, важные для разных областей астрофизики.

Скопления заполнены горячим газом с температурой в десятки миллионов градусов.

Также скопления галактик важны для исследований в области фундаментальной физики: изучение динамики скоплений помогает проводить тесты различных теорий гравитации. На данный момент наилучшего согласия удается добиться в рамках общей теории относительности (с учетом темного вещества).

Рентгеновские наблюдения позволяют изучать свойства горячего газа в скоплениях галактик, что дает возможность определять параметры скоплений и исследовать их историю. Газ в формирующихся скоплениях остывает, течет в центр и образует гигантскую центральную галактику, однако затем сверхмассивная черная дыра, находящаяся в центральной массивной галактике скопления, своей активностью разогревает газ. Анализ структур в газе позволяет определить и историю активности черной дыры. Предполагается, что запуск спутника «Спектр-Рентген-Гамма» позволит обнаружить до 100 000 скоплений галактик по рентгеновскому излучению горячего газа в них (это все крупные скопления в видимой части Вселенной). Вместе с наблюдениями эффекта Сюняева – Зельдовича (рассеяния фотонов реликтового излучения на электронах горячего газа скоплений) в миллиметровом диапазоне рентгеновские данные позволят существенно продвинуться в уточнении базовых космологических параметров, в том числе касающихся свойств темной энергии.

Начиная с 1990-х гг. в арсенале астрофизиков появился очень мощный метод для изучения скоплений галактик, разработанный Энтони Тайсоном (Anthony Tyson). Наблюдая сквозь скопления существенно более далекие галактики, мы видим их искаженными, причиной искажений является искривление пространства массой скопления. Фактически это гравитационное линзирование, только эффект очень невелик, поэтому данный метод называют слабым линзированием. Обработка и анализ искаженных изображений большого числа галактик позволяет измерить распределение масс в скоплении галактик, выступающем в роли линзы, вне зависимости от того, чем определяется масса: звездами, газом или темным веществом. Исследование некоторых скоплений галактик таким способом дает самые надежные аргументы в пользу существования темного вещества.

Более 800 000 книг и аудиокниг! 📚

Получи 2 месяца Литрес Подписки в подарок и наслаждайся неограниченным чтением

ПОЛУЧИТЬ ПОДАРОК