Galaxkluster och galaxgrupper

Galaxkluster är de största gravitationsbundna strukturerna i universum. Som sådana är de kraftfulla spårare av materiens strukturer på de största skalorna, vilket gör det möjligt för oss att mäta egenskaperna hos själva universum. Dessutom är de fascinerande kosmologiska laboratorier för att förstå samspelet mellan galaxer, gravitation, plasma, aktiva galaktiska kärnor, supermassiva svarta hål och stjärnbildning.

Galaxikluster domineras av mörk materia, som utgör cirka 85 procent av den totala massan. Mörk materia kan endast upptäckas genom dess gravitationseffekt på annan materia och ljus som passerar nära den. Det mesta av den normala ljusalstrande materian finns i form av en varm plasma (en gas som är så varm att elektronerna och atomkärnorna inte förblir bundna till varandra), det s.k. intraklustermediet (ICM). Kluster innehåller 10- till 1000-tal galaxer, som bara utgör cirka 2 procent av deras totala massa. Galaxkluster täcker en rad olika massor, med den lägsta massan som kallas galaxgrupper.

Intergalaktiska materialet är varmt på grund av galaxklustrens massiva potentiella brunn. Gravitationspotentialenergin hos material som faller in i klustret leder till chockuppvärmning av gasen till tiotals miljoner grader Celsius. På grund av klustrens storlek är detta material mycket tunt, med endast grovt räknat mellan 10 och 10 000 partiklar i varje kubikmeter kluster. Tätheten ökar mot klustrets centrum. ICM avger starkt röntgenstrålning på grund av sin höga temperatur via Bremsstrahlung-emissionsprocessen, som avger med en ljusstyrka som är proportionell mot ICM:s densitet i kvadrat.
I gruppen för högenergi (HE) studerar vi i första hand kluster genom deras röntgenstrålning, vilket är en av de mest robusta metoderna för att hitta kluster och undersöka deras egenskaper. Information från andra vågband ger också kraftfulla oberoende metoder för att hitta kluster och verifiera deras egenskaper. Detta inbegriper studier av antalet galaxer och deras hastighet, eftersom det i mer massiva kluster finns fler galaxer och dessa galaxer rör sig snabbare på grund av gravitationsfältet. Kluster påverkar också ljuset från den kosmiska mikrovågsbakgrunden som färdas genom klustret via en process som kallas Sunyaev-Zel’dovich-effekten (SZ-effekten), där ljusets frekvens ändras när det passerar genom klustret. En annan metod är att undersöka hur ett kluster påverkar ljuset från galaxer bakom klustret. Galaxklustrens stora massa böjer ljuset som passerar genom klustret genom en process som kallas ”gravitationslinsning”. Beroende på hur nära ljuset färdas till massan kan detta vara en stark effekt, som ger karakteristiska ljusbågar, eller en svag, där många galaxers former förvrängs något.

Kosmologi med hjälp av galaxkluster

Universums grundläggande egenskaper påverkar hur kluster bildas och växer under sin livstid. Dessa egenskaper omfattar universums expansionshastighet (H0), den andel av universum som består av normal snarare än mörk materia (Ωm), styrkan hos en mystisk avstötande kraft som kallas mörk energi (ΩΛ) och styrkan hos tillväxten av fluktuationer (σ8). Därför kan vi mäta universums egenskaper (göra kosmologi) genom att studera kluster.

Det primära sättet att göra detta är att räkna hur många kluster det finns med en viss massa som funktion av avståndet från oss. När vi tittar längre bort med teleskop tittar vi också in i universums förflutna, eftersom ljuset tar tid på sig att nå oss. Genom att räkna kluster med vissa massor och titta på hur de formar den tredimensionella storskaliga strukturen studerar vi därför hur kluster växer och utvecklas under universums livstid.

HE-gruppen vid MPE tar en ledande roll i byggandet av eROSITA-instrumentet på den ryska satelliten Spectrum-Roentgen-Gamma” (SRG), som ska skjutas upp 2016. Den kommer att göra flera undersökningar av himlen i röntgenbandet, vilket gör det möjligt för oss att upptäcka mellan 50 och 100 000 galaxhopar, förutom många andra astronomiska objekt. Stora spektroskopiska och avbildande undersökningar kommer att komplettera röntgenobservationerna. Analyser av det optiska ljus som sänds ut av de 100-1000 galaxer som de är värd för kommer att komplettera undersökningen genom att bedöma avståndet mellan objekten och den tidpunkt då de observeras. Vi kommer att använda detta stora urval av kluster för att producera snäva begränsningar av universums kosmologiska egenskaper.

Galaxiklusterastrofysik

Många fysiska processer är viktiga i galaxhopar. Den mörka materiens fysik anses vara väl förstådd, även om den mörka materien inte kan ses direkt. Fysiken hos gas och plasma i kluster är dock dåligt förstådd. I klustrens centrum finns till exempel ofta ett aktivt supermassivt svart hål, eller en aktiv galaktisk kärna (AGN). Dessa AGN anses vara ansvariga för att förhindra den snabba avkylningen av ICM i klustrets centrum. Den process där materia ackreteras av det svarta hålet leder till att mycket energirika materialstrålar sprutas in i ICM och blåser upp gigantiska bubblor av material och värmer upp den omgivande gasen. Detta kallas AGN-återkoppling, men många av de processer som äger rum är ännu inte kända. Dessutom tros ICM vara turbulent. Hur mycket turbulens det finns och vilken effekt den har på klustret är endast dåligt känt. En annan intressant fysik att studera är ICM:s berikning med ”metaller” (tunga grundämnen som syre, järn eller kisel) som produceras av stjärnor. Klustret fungerar som en reservoar för de metaller som produceras av stjärnor under dess livstid.

Studier av klusterastrofysik är inte bara viktiga för sig själva. De fysiska processer som vi observerar i kluster påverkar också deras förmåga att användas som sonder av kosmologin. AGN-återkoppling påverkar till exempel klustrets totala ICM-temperatur och röntgenljusstyrka, två av de viktigaste metoderna för att mäta klustrets massa. Klusterfysik kan också påverka vår förmåga att hitta kluster.