Пять миллиардов лет из жизни ярчайшего скопления галактик

«Скопления галактик — самые массивные объекты во Вселенной…» — с этих слов начинаются многие научные статьи по астрофизике и космологии, обсуждающие свойства скоплений. Более того, если темная энергия (название феномена ускоренного расширения Вселенной) не меняется со временем, то значительно более массивные объекты не смогут сформироваться и в будущем. Но в текущую эпоху скопления еще продолжают расти, поглощая другие скопления и группы галактик и очень редко достигая масс порядка 10¹⁵ масс Солнца (1000 триллионов). Например, во всей наблюдаемой Вселенной должно быть не более 50—100 скоплений с массой, превышающей 10¹⁵ масс Солнца.

Газ в таких скоплениях имеет температуру в десятки миллионов градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. В близкой окрестности нашей Галактики массивных скоплений совсем немного. Большинство из них имеют «имена» по созвездиям, в направлении которых они расположены. Самое яркое из них в рентгеновском диапазоне длин волн — это скопление в созвездии Персея. Вместе со скоплениями Кома (в созвездии Волосы Вероники) и Вирго (в созвездии Дева) они представляют тройку самых известных скоплений галактик, хотя их массы и не являются рекордными.

Физический размер скопления галактик напрямую связан с его массой, а угловой размер, или насколько большим его видит наблюдатель на Земле, зависит от расстояния — близкие скопления занимают несколько градусов на небе. Например, угловой размер скопления в созвездии Персея составляет 1.4 градуса дуги (это немного меньше, чем три видимых диаметра Луны).

Такой большой наблюдаемый размер позволяет исследовать даже очень мелкие детали на рентгеновских картах. Например, угловое разрешение телескопа Chandra (NASA) лучше одной секунды дуги, поэтому с его помощью можно увидеть структуры с физическим размером 300 парсеков. Проблема в том, что поле зрения телескопа Chandra составляет примерно 16×16 угловых минут и необходимо около ста наблюдений, чтобы покрыть все скопление. Поэтому Chandra подробно исследовал лишь самую яркую центральную часть скопления.

Рентгеновский телескоп еРОЗИТА на борту обсерватории «Спектр-РГ» имеет большее поле зрения — около 0.8 кв. градуса. В режиме обзора всего неба он автоматически покрывает всё скопление, хотя и не с таким хорошим угловым разрешением (порядка 15 секунд дуги).

Еще одна рентгеновская обсерватория — XMM-Newton (ESA), по угловому разрешению и размеру поля зрения занимает промежуточную нишу между телескопами еРОЗИТА и Chandra. Астрофизикам ИКИ РАН и их коллегам удалось соединить данные трех разных обсерваторий, добившись одновременно отличного углового разрешения в центре скопления и полного покрытия периферийных областей.

Наиболее полная рентгеновская карта скопления показана на рисунке слева. Динамический диапазон яркости от центра к краям скопления превышает 100 тысяч, и на исходном изображении хорошо видно лишь яркое ядро и слегка вытянутая в горизонтальном направлении внешняя оболочка.

Гораздо более информативна правая панель на рисунке, где показаны отклонения от сферически симметричной модели. Более яркие участки показывают области, где наблюдаемый поток выше, чем предсказания модели, а более темные — наоборот. Именно эти отклонения и представляют особый интерес для астрофизиков, потому что они позволяют: а) разделить эффекты, связанные с активностью сверхмассивной черной дыры в центре скопления от возмущений, связанных со слияниями скопления с группами галактик, б) определить основные параметры «последнего» слияния, в) понять, как формируется сложная морфология излучения скопления в радиодиапазоне.

В самой центральной части скопления (на рисунке ниже) основную роль в формировании сложных структур, видимых на рентгеновских картах, играет активность сверхмассивной черной дыры в самой яркой галактике скопления — NGC 1275. (Эта же черная дыра является источником энергии для одного из ярчайших радиоисточников на небе — Персей А.) В последние два года появились совсем новые данные о скоростях движений газа в окрестности NGC 1275 по данным обсерватории XRISM (JAXA). Такие наблюдения подтверждают, что газ буквально «бурлит» в этой области.

На бóльших масштабах картина иная (первый рисунок и рисунок ниже). Мы видим крупномасштабные «холмы» и «спирали» слева и справа от центра скопления. Именно такие структуры должны возникать, когда массивное скопление сливается с другим, в несколько раз менее массивным. При этом и газ и темная материя оказываются «сдвинуты» от равновесного положения и начинают осциллировать вокруг общего центра масс, создавая избыток излучения то с одной, то с другой стороны. Период осцилляций может составлять миллиарды лет. А если у газа есть еще и заметный угловой момент, то появляются и спиральные структуры, подобные тем, которые мы видим на рентгеновских картах скопления в созвездии Персея. Другим признаком слияния скоплений может служить и распределение галактик в пространстве. Они еще «помнят», что несколько миллиардов лет назад принадлежали разным скоплениям, разделенным сотнями миллионов световых лет, и образуют вытянутые в пространстве структуры — «цепочки» (рисунок ниже).

Картину сливающихся скоплений в рентгеновском диапазоне хорошо дополняют данные в радиодиапазоне. На них видны радиогалактики с впечатляющими «хвостами», наблюдаемые современными радиотелескопами. Радиогалактиками отличаются от «обычных» галактик тем, что они излучают не только в оптическом диапазоне, где светят звезды, но и на гораздо более длинных волнах порядка десятка сантиметров, соответствующих радиодиапазону. Обычно такое излучение связано с релятивистскими частицами, движущимися в магнитном поле. «Хвосты» радиогалактик в определённом смысле аналогичны шлейфам конденсирующегося пара или дыма, возникающим при движении самолете в воздухе. Но, конечно, масштабы гораздо более внушительны — скорости составляют тысячи километров в секунду, а «дым» состоит из релятивистских лептонов.

Один из интересных выводов, который можно сделать, анализируя такие «хвосты» радиогалактик, — по каким траекториям галактики двигались в прошлом. Именно благодаря этим данным удалось лучше понять историю скопления в созвездии Персея миллиарды лет назад и связать галактику IC310 с одним из сливающихся скоплений.