Скопления галактик видны в рентгеновском диапазоне не потому, что сами галактики массово испускают рентгеновские лучи. Основная часть протяжённого свечения приходит от огромного объёма чрезвычайно разреженного газа между галактиками. Этот внутрикластерный газ нагрет до десятков миллионов градусов и в рентгене нередко содержит больше обычной материи, чем все звёзды скопления вместе.
Такое свечение — один из лучших способов увидеть, насколько массивно скопление и что происходило с ним в прошлом.
Откуда берётся настолько горячий газ
Скопление формируется под действием гравитации из меньших групп, галактик, газа и тёмной материи. Вещество падает в глубокую потенциальную яму и разгоняется до больших скоростей. Столкновения потоков и ударные волны превращают энергию движения в тепло. Для массивных скоплений характерны температуры в несколько кэВ, что соответствует десяткам миллионов кельвинов.
При такой температуре атомы сильно ионизованы. Электроны движутся быстро и отклоняются электрическими полями ионов, испуская тормозное излучение — bremsstrahlung. Кроме непрерывного спектра возникают спектральные линии тяжёлых элементов, по которым можно измерять химический состав газа.
Почему рентген показывает столкновения скоплений
Галактики в двух сталкивающихся скоплениях редко врезаются друг в друга напрямую: расстояния между звёздными системами огромны. А газ взаимодействует электромагнитно, сталкивается и тормозится. Поэтому во время слияния рентгеновская карта может показывать ударные фронты, хвосты сорванного газа и области повышенной температуры.
Сравнение рентгеновского газа с гравитационным линзированием особенно важно для изучения тёмной материи. В знаменитом Bullet Cluster большая часть массы, восстановленная по линзированию, пространственно отделена от заторможенного горячего газа. Это стало одним из наглядных наблюдательных аргументов в пользу компонента массы, который почти не сталкивается с обычной плазмой.
Что происходит в центре спокойного скопления
В плотных центральных областях газ излучает особенно интенсивно и должен постепенно терять энергию. Старые модели предсказывали огромные «охлаждающие потоки», в которых газ быстро выпадал бы из горячей фазы и образовывал звёзды. Реальные скорости охлаждения оказались намного меньше.
Одно из главных объяснений — обратная связь от сверхмассивной чёрной дыры центральной галактики. Радиоджеты надувают в горячем газе полости, видимые на рентгеновских снимках, и передают окружающей плазме механическую энергию. Это редкий случай, когда активность объекта размером с Солнечную систему влияет на среду протяжённостью сотни тысяч световых лет.
Что астрономы измеряют по рентгеновскому свету
Спектр позволяет оценить температуру и содержание элементов вроде железа, кремния и серы. Эти элементы были произведены звёздами и сверхновыми, а затем выброшены в межгалактическую среду. Значит, горячий газ хранит интегральную историю химического обогащения скопления.
Распределение яркости и температуры помогает оценить давление, плотность и массу системы. При предположении близкого к гидростатическому равновесию по состоянию газа можно восстановить гравитационный потенциал, хотя для активно сливающихся скоплений такое приближение хуже работает.
Рентгеновское излучение также показывает, насколько необычна плотность газа в скоплении. В земных условиях такой газ считался бы почти идеальным вакуумом, но он заполняет объём в миллионы световых лет. Даже при очень малом числе частиц в кубическом сантиметре суммарная масса получается гигантской. Поэтому слабое взаимодействие каждой отдельной частицы складывается в мощное протяжённое рентгеновское свечение.
Температуру можно измерять двумя независимыми признаками: формой непрерывного спектра и отношением линий сильно ионизованных элементов. Это позволяет строить температурные карты. На них ударная волна после слияния выглядит не просто как яркая граница, а как скачок температуры и плотности, из которого можно оценить скорость столкновения.
Наблюдения скоплений важны и для космологии. Число массивных скоплений в разные эпохи чувствительно к тому, как росла крупномасштабная структура Вселенной. Чтобы использовать их как космологический тест, нужно хорошо понимать связь между наблюдаемой температурой и истинной массой — именно поэтому рентгеновские данные комбинируют с линзированием и микроволновым эффектом Сюняева—Зельдовича.
Горячий газ помогает увидеть и так называемую «пропавшую барионную материю». В ранней Вселенной количество обычного вещества хорошо известно из космологии, но не всё оно находится в звёздах и холодном газе. Значительная доля распределена в горячей и тёплой разреженной плазме между галактиками и внутри групп. Рентгеновские и ультрафиолетовые наблюдения постепенно собирают этот труднодоступный бюджет.
Скопления поэтому являются физическими лабораториями сразу нескольких масштабов. На уровне километров работает плазменная микрофизика и магнитные поля, на уровне килопарсеков — джеты чёрных дыр, на мегапарсеках — гравитация тёмной материи, а статистика множества скоплений уже проверяет космологию. Рентген объединяет эти уровни одним наблюдаемым компонентом — горячим газом.
Поэтому рентгеновское изображение скопления — не просто цветная фотография «горячего космоса». Это карта основной резервуара обычного газа, следы столкновений, работа сверхмассивных чёрных дыр и независимый путь к измерению невидимой массы, которая удерживает всю систему.