Galaksehobe og grupper af galakser

Galaksehobe er de største gravitationsbundne strukturer i universet. Som sådan er de kraftfulde sporere af stoffets strukturer på de største skalaer, hvilket giver os mulighed for at måle universets egne egenskaber. Desuden er de fascinerende kosmologiske laboratorier til at forstå samspillet mellem galakser, tyngdekraft, plasmaer, aktive galaktiske kerner, supermassive sorte huller og stjernedannelse.

Galaksehobe er domineret af mørkt stof, som udgør omkring 85 procent af den samlede masse. Mørkt stof kan kun påvises ved hjælp af dets gravitationseffekt på andet stof og lys, der passerer i nærheden af det. Det meste af det normale lysemitterende stof er i form af et varmt plasma (en gas, der er så varm, at elektroner og kerner ikke forbliver bundet sammen), det intraclustermedium (ICM). Klynger indeholder 10 til 1000 galakser, som kun udgør omkring 2 % af deres samlede masse. Galaksehobe dækker et spektrum af masse, hvor den laveste masseende er kendt som galaksegrupper.

ICM’et er varmt på grund af den massive potentielle brønd i galaksehobe. Den gravitationelle potentielle energi fra materiale, der falder ind i galaksehobbyen, fører til stødopvarmning af gassen til 10-antal millioner af °C. På grund af størrelsen af galaksehobe er dette materiale meget tyndt, med kun groft sagt mellem 10 og 10 000 partikler i hver kubikmeter af en galaksehob. Tætheden stiger mod klyngens centrum. ICM’en udsender kraftigt røntgenstråler på grund af sin høje temperatur via Bremsstrahlung-emissionsprocessen, som udsender med en lysstyrke, der er proportional med ICM’ens tæthed i kvadratet.
I Højenergigruppen (HE) studerer vi primært klynger ved hjælp af deres røntgenemission, som er en af de mest robuste metoder til at finde klynger og undersøge deres egenskaber. Oplysninger fra andre bølgebånd giver også stærke uafhængige metoder til at finde klynger og verificere deres egenskaber. Dette omfatter undersøgelse af antallet af galakser og deres hastighed, da der i mere massive klynger er flere galakser, og disse galakser bevæger sig hurtigere på grund af gravitationsfeltet. Klynger påvirker også lyset fra den kosmiske mikrobølgebaggrund, der bevæger sig gennem klyngen, via en proces kaldet Sunyaev-Zel’dovich-effekten (SZ-effekten), hvor lysets frekvens ændres, når det passerer gennem klyngen. En anden metode er at undersøge den effekt, som en klynge har på lyset fra galakser bag klyngen. Galaksehobbens store masse bøjer lyset, der passerer gennem galaksehobben, ved en proces kaldet “gravitationel linsning”. Afhængigt af hvor tæt lyset bevæger sig på massen, kan dette være en stærk effekt, der giver karakteristiske lysbuer, eller en svag, hvor formen af mange galakser forvrænges en smule.

Kosmologi ved hjælp af galaksehobe

Universets grundlæggende egenskaber påvirker, hvordan galaksehobe dannes og vokser i løbet af deres levetid. Disse egenskaber omfatter universets ekspansionshastighed (H0), den del af universet, der består af normalt og ikke mørkt stof (Ωm), styrken af en mystisk frastødende kraft, kendt som mørk energi (ΩΛ), og styrken af væksten af fluktuationer (σ8). Derfor kan vi måle universets egenskaber (lave kosmologi) ved at studere klynger.

Den primære måde at gøre dette på er ved at tælle, hvor mange klynger der er af en bestemt masse som funktion af afstanden fra os. Når vi ser længere væk med teleskoper, ser vi også ind i universets fortid, da lyset tager tid om at nå os. Ved at tælle klynger med bestemte masseintervaller og ved at se på, hvordan de former den 3-dimensionale storskala-struktur, undersøger vi derfor, hvordan klynger vokser og udvikler sig i løbet af universets levetid.

Gruppen HE på MPE spiller en ledende rolle i konstruktionen af eROSITA-instrumentet på den russiske satellit Spectrum-Roentgen-Gamma” (SRG), der skal opsendes i 2016. Den vil foretage flere undersøgelser af himlen i røntgenbåndet, hvilket vil give os mulighed for at opdage mellem 50 og 100 tusind galaksehobe foruden mange andre astronomiske objekter. Store spektroskopiske og billeddannende undersøgelser vil supplere røntgenobservationerne. Analyser af det optiske lys, der udsendes af de 100-1000 galakser, som de er vært for, vil supplere undersøgelsen ved at vurdere afstanden mellem objekterne og den tidsperiode, hvor de er observeret. Vi vil bruge dette store udvalg af galaksehobe til at producere stramme begrænsninger på universets kosmologiske egenskaber.

Galaksehobe astrofysik

Mange fysiske processer er vigtige i galaksehobe. Fysikken i det mørke stof menes at være godt forstået, selv om mørkt stof ikke kan ses direkte. Fysikken i gas og plasmaer i galaksehobe er imidlertid dårligt forstået. F.eks. findes der i centrum af galaksehobe ofte et aktivt supermassivt sort hul, eller en aktiv galaktisk kerne (AGN). Man mener, at disse AGN’er er ansvarlige for at forhindre den hurtige afkøling af ICM’en i klyngens centrum. Den proces, hvor det sorte hul tiltrækker stof, fører til, at meget energirige stråler af materiale sprøjtes ind i ICM’en, hvorved gigantiske bobler af materiale pustes op og opvarmer den omgivende gas. Dette kaldes AGN-feedback, men mange af de processer, der finder sted, er endnu ikke forstået. Desuden antages det, at ICM er turbulent. Hvor meget turbulens der er, og hvilken virkning den har på klyngen, er kun dårligt kendt. En anden interessant fysik at studere er berigelsen af ICM’en med “metaller” (tunge grundstoffer som f.eks. ilt, jern og silicium), der produceres af stjerner. Klyngen fungerer som et reservoir af de metaller, der produceres af stjerner i løbet af dens levetid.

Det er ikke kun vigtigt at studere astrofysik i klynger for sig selv. De fysiske processer, vi observerer i klynger, påvirker også deres evne til at blive brugt som sonder af kosmologien. AGN-feedback påvirker for eksempel klyngens samlede ICM-temperatur og røntgenlysstyrke, som er to af de vigtigste metoder til at måle klyngens masse. Klyngefysik kan også påvirke vores evne til at finde klynger.