Gromada galaktyk
Gromada galaktyk – skupisko od kilkudziesięciu do kilku tysięcy galaktyk tworzących układ związany grawitacyjnie[2]. Mniejsze ugrupowania nazywane są grupami. Galaktyki w gromadzie galaktyk poruszają się po skomplikowanych torach wokół środka masy gromady, zazwyczaj znajdującego się w pobliżu największych galaktyk w gromadzie. Prędkości galaktyk w małych grupach galaktyk są rzędu 200 km/s, ale rosną do prędkości rzędu 800 km/s w dużych gromadach galaktyk[3].
Gromady galaktyk nie zawsze mają dobrze określone „centrum” (jak układ planetarny czy galaktyka). W gromadach galaktyk występuje też stosunkowo gęsty i gorący ośrodek międzygalaktyczny. Obserwacje rentgenowskie wykazały, że w dużych i jasnych gromadach galaktyk temperatura tego gazu osiąga wartości od 107 do 108 K. Promieniowanie rentgenowskie emitowane przez ten gaz ma charakter termicznego promieniowania hamowania. Masa gazu w gromadzie galaktyk jest porównywalna z masą zawartą w samych galaktykach, ale łączna masa galaktyk i gazu pomiędzy nimi nie wystarcza, aby grawitacyjnie związać gromadę. Niezbędna jest obecność ciemnej materii o masie kilkukrotnie przewyższającej masę galaktyk i gazu, aby zapewnić dostatecznie silne pole grawitacyjne, które uniemożliwia ucieczkę galaktyk i gorącego gazu z gromady. W szczególności, pod koniec sierpnia 2006 zespół astronomów ze Steward Observatory w Tucson przy University of Arizona[4] potwierdził obserwacyjnie istnienie ciemnej materii w gromadzie galaktyk Pocisk.
Rozmiary
edytujGromady galaktyk mają rozmiary od jednego do dziesięciu milionów lat świetlnych i masy rzędu 1014 do 1015 mas Słońca. Powstały one z pierwotnych zaburzeń gęstości materii o wysokiej amplitudzie[5], zaś rozkład mas hierarchicznie formujących się gromad można opisać matematycznie używając formalizmu Pressa-Schechtera[6]. Podczas grawitacyjnego kolapsu takiego zaburzenia, główną rolę w jego dynamice odgrywała ciemna materia obecna w gromadzie. Wypełniający gromadę gaz uległ wówczas podgrzaniu do wysokiej temperatury wskutek kompresji adiabatycznej oraz przejścia fal uderzeniowych powstających w przepływie naddźwiękowym. W związku z tym jasność rentgenowska stanowi dobry miernik potencjału grawitacyjnego danej gromady.
Obserwacje gromad
edytujOdkrycie wielu gromad było możliwe dzięki obserwacjom przeprowadzonym przez satelity takie jak ROSAT, ASCA i BeppoSAX, zaś duża jasność gromad w zakresie rentgenowskim, rzędu 1043 do 1045 erg/s pozwala na ich detekcję nawet przy dużych odległościach kosmologicznych. Gromady obserwuje się również w zakresie optycznym i w podczerwieni, obrazując galaktyki należące do gromady i wyznaczając ich przesunięcie ku czerwieni. Gromady odkrywa się ponadto badając zaburzenia w rozkładzie mikrofalowego promieniowania tła wskutek jego rozproszenia w gorącym gazie (efekt Suniajewa-Zeldowicza). Jest to metoda pozwalająca oszacować masę gromady, niezależna od przesunięcia ku czerwieni.
Świecący w zakresie rentgenowskim gaz w gromadzie galaktyk powinien szybko się chłodzić wskutek emisji promieniowania. Ponieważ gęstość w gromadzie rośnie w kierunku jej centrum, to tam produkuje się najwięcej promieniowania i gaz chłodzi się najszybciej. Spadek ciśnienia tego gazu powoduje z kolei napływ materii z zewnętrznych obszarów gromady (ang. 'cooling flow'). Taki mechanizm powinien teoretycznie spowodować wychłodzenie gromady w skali czasowej miliona lat[7]. Obserwacje o wysokiej rozdzielczości, przeprowadzone przez teleskop XMM-Newton, nie wykazały jednak obecności linii emisyjnych, które powinny być charakterystyczne dla gazu o temperaturze poniżej 3 keV[8]. Wśród proponowanych wyjaśnień, co może być źródłem dodatkowego grzania gazu w gromadach galaktyk, proponuje się przede wszystkim aktywne jądra galaktyk, promieniowanie kosmiczne, a także eksplozje supernowych.
Najbliższą nam gromadą galaktyk jest gromada w Pannie w gwiazdozbiorze Panny (inaczej zwana Virgo, od łacińskiej nazwy tego gwiazdozbioru). Odległa jest o około 48 milionów lat świetlnych.
Odległa gromada COSMOS-AzTEC3, odkryta dzięki obserwacjom kosmicznych teleskopów Spitzer, Chandra i Hubble, jest położona 12,6 miliardów lat świetlnych od Ziemi.
Odkryta przez należący do ESO Very Large Telescope w Chile gromada CL J1449+0856 ma przesunięcie ku czerwieni z = 2,07, co oznacza, że widzimy ją tak jak wyglądała 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu[9].
Oprócz gromad, galaktyki tworzą także jeszcze większe struktury, zwane supergromadami galaktyk.
Zobacz też
edytujPrzypisy
edytuj- ↑ Govert Schilling , Ciemne sprawki, „Świat Nauki”, 1 (197), styczeń 2008, s. 12-13 .
- ↑ urania.edu.pl. [dostęp 2024-08-29].
- ↑ M.R. Becker i inni, The Mean and Scatter of the Velocity Dispersion–Optical Richness Relation for maxBCG Galaxy Clusters, „The Astrophysical Journal”, 669 (2), 2007, s. 905–928, DOI: 10.1086/521920 [dostęp 2024-08-29] (ang.).
- ↑ Douglas Clowe i inni, A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter, „The Astrophysical Journal”, 648 (2), 2006, L109–L113, DOI: 10.1086/508162 [dostęp 2024-08-29] (ang.).
- ↑ P.J.E. Peebles, Principles of Physical Cosmology, Princeton University Press, 1993 [dostęp 2024-08-29] .
- ↑ William H. Press , Paul Schechter , Formation of Galaxies and Clusters of Galaxies by Self-Similar Gravitational Condensation, „The Astrophysical Journal”, 187, 1974, s. 425, DOI: 10.1086/152650 [dostęp 2024-08-29] (ang.).
- ↑ A.C. Fabian , Cooling Flows in Clusters of Galaxies, „Annual Review of Astronomy and Astrophysics”, 32 (1), 1994, s. 277–318, DOI: 10.1146/annurev.aa.32.090194.001425 [dostęp 2024-08-29] (ang.). Wersja : Cooling Flows in Clusters of Galaxies.
- ↑ Piero Rosati , Stefano Borgani , Colin Norman , The Evolution of X-Ray Clusters of Galaxies, „Annual Review of Astronomy and Astrophysics”, 40 (1), 2002, s. 539–577, DOI: 10.1146/annurev.astro.40.120401.150547 [dostęp 2024-08-29] (ang.). Wersja : The Evolution of X-ray Clusters of Galaxies.
- ↑ The Most Distant Mature Galaxy Cluster. Young, but surprisingly grown-up [online], European Southern Observatory, 9 marca 2011 [dostęp 2024-08-29] (ang.).