Wielkoskalowe struktury we Wszechświecie

Rys.1 Wielkoskalowa struktura Wszechświata. Galaktyki i kwazary w równikowym przekroju, widoczne w przeglądzie nieba SDSS, ukazane w różnych epokach wstecz – współrzędna radialna na wykresie jest współrzędną czasową. 
Źródło: J. R. Gott III
Wszechświat jest jednorodny jedynie w dużym przybliżeniu. W rzeczywistości przestrzeń kosmiczna dzieli się na pustki oraz obszary o lokalnych zagęszczeniach materii. Kosmos ma budowę hierarchiczną. Hierarchiczny oznacza tu: złożony z mniejszych elementów, które ostatecznie tworzą bardziej złożoną całość. Stosunkowo niewielkie obiekty kosmiczne wykazują więc wyraźną tendencję do łączenia się w struktury wielkoskalowe. Ziemia wraz ze Słońcem znajduje się w Galaktyce, Drodze Mlecznej, która jest jedną z ponad 30 galaktyk należących do tzw. Grupy Lokalnej, która z kolei jest jedną z ponad 100 grup i gromad wchodzących w skład Supergromady Lokalnej w Pannie.

Naszym domem jest w pierwszej kolejności Droga Mleczna – układ złożony z kilkuset (100 do około 400) miliardów gwiazd okrążających wspólny środek mas; jest to galaktyka spiralna, którą w pogodne, zimowe lub letnie noce można zobaczyć na niebie jako jasny pas rozciągający się przez całe niebo. Pas ten złożony jest głównie z młodych, białych i błękitnych gwiazd. Z kolei centrum Drogi Mlecznej  świeci światłem pomarańczowo – czerwonym, pochodzącym od starszych i chłodniejszych czerwonych olbrzymów. Nasz Układ Słoneczny znajduje się w płaszczyźnie Galaktyki, w odległości około 2/3 odległości od samego centrum Drogi Mlecznej. Słońce wraz z Ziemią i pozostałymi planetami porusza się wokół środka Galaktyki z olbrzymią prędkością przekraczającą często 200 km/s. Układ Słoneczny potrzebuje mimo to aż 230 milionów lat, by raz okrążyć środek Drogi Mlecznej.

Gwiazdy łączą się zatem w galaktyki, galaktyki - w pary lub większe grupy galaktyk, a grupy -  w gromady. Grupy są układami grawitacyjnie związanymi, gromady – niekoniecznie. Gromady mogą z kolei wchodzić w skład supergromad i (prawdopodobnie) jeszcze większych struktur. Typowe rozmiary gromad galaktyk to 1 do 3 megaparseków (jeden parsek to w przybliżeniu 3,26 roku świetlnego, lub 3,086·1013 metrów). Nie są one jednak największymi znanymi nam strukturami we Wszechświecie – jeszcze większe są bowiem tzw. supergromady o rozmiarach rzędu nawet setek milionów lat świetlnych, złożone z setek gromad, które cechują się jednak tym, że nie zdążyły jeszcze dokonać pełnego obrotu wokół własnej osi i związać się grawitacyjnie. Powstały one w bardzo wczesnym Wszechświecie, a czas niezbędny do tego, by znalazły się w równowadze dynamicznej, jest jak na razie większy niż czas istnienia tych struktur. Tym właśnie supergromady różnią się od gromad. Supergromady składają się zwykle z kilku lub kilkunastu większych i dużej ilości mniejszych gromad. Są one nieregularne, zazwyczaj wydłużone bądź spłaszczone. Obserwuje się je najczęściej w tzw. ścianach galaktyk, otaczających pustki, w których znajdują się stosunkowo niewielkie ilości kosmicznej materii.

Odkrycie gromad i grup – trochę historii


Dla współczesnego człowieka to, że gwiazdy łączą się w galaktyki, a galaktyk są miliony, nie jest zwykle niczym dziwnym. Jednak jeszcze na początku XX wieku ludzie nie mieli o tym pojęcia. Choć już starożytni obserwowali inne galaktyki – na półkuli północnej głównie M31 – aż do mniej więcej stu lat temu uważano, że tzw. Wielka Mgławica w Andromedzie, czyli właśnie M31, to po prostu obłok gazu i pyłu – jeden z wielu, jakie leżą także w naszej Galaktyce. Dopiero w roku 1917 Heber Curtis z Lick Observatory zaobserwował w M31 nową gwiazdę, której krzywa zmian blasku podejrzanie przypominała dobrze nam znane obiekty, zwane nowymi klasycznymi. Gwiazda, która wybuchła w M31, była jednak kilkadziesiąt tysięcy razy słabsza niż te same gwiazdy obserwowane wcześniej w Drodze Mlecznej. Curtis jako pierwszy zasugerował, że M31 to w rzeczywistości ogromny układ  gwiazd podobny do naszej Galaktyki.

Jednak nie wszyscy ówcześni naukowcy byli gotowi na przyjęcie takiego rewolucyjnego wyjaśnienia. Dowodzi tego treść tzw. Wielkiej Debaty Astronomicznej – publicznej dyskusji, jaka wywiązała się 26 kwietnia 1920 roku pomiędzy Harlowem Shapleyem a Heberem Curtisem w Muzeum Historii Naturalnej w Waszyngtonie. Chodziło właśnie o pochodzenie obserwowanych  mgławic. Shapley był wówczas błędnie przekonany, że są one obiektami należącymi do naszej Galaktyki, która była według niego jedyną galaktyką we Wszechświecie. Curtis uważał natomiast, że mgławice spiralne są bardzo dalekimi, oddzielnymi galaktykami. Decydujące rozstrzygnięcie tego sporu przyniosły dopiero dane obserwacyjne.

W 1923 roku Edwin Hubble podczas obserwacji Mgławicy Andromedy (M31) zaobserwował w niej pojedyncze cefeidy. Zostały one wykorzystane jako świece standardowe, które pozwoliły na wyznaczenie odległości do tej mgławicy. Oszacowana przez naukowca odległość wielokrotnie przekraczała znane już wówczas rozmiary Drogi Mlecznej, co ostatecznie dowodziło, że mgławice istotnie mogły być tylko innymi, odległymi galaktykami.

Jak jednak odkryto ich zgrupowania, czyli gromady? Sprawa nie już taka prosta, bowiem trzeba było najpierw zauważyć i poprawnie zidentyfikować jakiś nadgęsty obszar z galaktykami, czyli miejsce na niebie, w którym było ich więcej, niż przeciętnie. Takie wczesne próby podejmowali w pierwszej połowie XX wieku m.in. Hubble i Shapley. Jednak właściwa ocena rozkładu galaktyk stała się możliwa dopiero po wykonaniu i opublikowaniu słynnego przeglądu optycznego nieba północnego - Palomar Sky Survey (PSS-I), ukończonego w obserwatorium Palomar w roku 1958. Pionierskie badania nad tym, czy materia Wszechświata jest rozmieszczona jednorodnie i w jakim stopniu, prowadziła też amerykańska astronom Margaret Geller. Co ciekawe, zakładała z początku właśnie równomierny rozkład galaktyk we Wszechświecie, jednak wyniki badań pokazały coś innego. Okazało się, że galaktyki i gromady zgrupowane są w długie, cienkie nici, rozległe płachty oraz wielkie bąble. Co jeszcze ciekawsze, we wnętrzach takich bąbli znajdują się kosmiczne pustki, które prawie wcale nie zawierają materii. W roku 1989 roku Geller i Huchra zbadali ponownie rozkład kilkunastu tysięcy galaktyk – bardziej nowoczesnymi metodami i z większą precyzją. Tak odkryta została Wielka Ściana Galaktyk zwana też Wielkim Murem – płaska struktura rozciągająca się na ponad pół miliarda lat świetlnych.


Nasze kosmiczne sąsiedztwo


 
Rys. 2 Rozkład galaktyk w Grupie Loklnej. Źródło: R.Powell/Internet


Droga Mleczna jest jedną z trzech masywnych galaktyk należących do Grupy Lokalnej. Oprócz tego znajduje się w niej kilkadziesiąt tzw. galaktyk karłowatych lub satelitarnych. Większość z nich została przedstawiona na mapie (rys.1). Galaktyki okrążają środek masy takiego układu.


Najłatwiejszą do zaobserwowania na ziemskim niebie galaktyką Grupy Lokalnej jest z pewnością słynna Mgławica Andromedy, znana też jako M31. To typowa galaktyka spiralna (typ morfologiczny Sa(s)b). Jej centrum położone jest w odległości 2,5 miliona lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej. Galaktykę Andromedy można podziwiać gołym okiem na niebie północnym – jest tu najjaśniejszą galaktyką, o całkowitej średnicy kątowej dorównującej średnicy Księżyca w pełni. Spojrzenie przez teleskop lub niewielką lornetkę ukaże nam dużo wyraźniej jej typowo mgławicową strukturę i podłużny kształt. M31 jest nieco większa od naszej Galaktyki, ale przy tym mniej masywna – według niektórych astronomów zawiera też mniej ciemnej materii.
Kolejną masywną galaktyką Grupy jest Galaktyka Trójkąta (M33), położona w gwiazdozbiorze Trójkąta, spirala typu Sc (o silnie rozwiniętych ramionach), przy odrobinie szczęścia możliwa do znalezienia bez pomocy przyrządów optycznych. Jest ona słynna z kilku powodów. To w niej w roku 1924 Edwin Hubble odkrył słabe cefeidy i na tej podstawie doszedł do przekonania, że wraz z obiektem, w którym się one znajdują, muszą leżeć daleko poza Drogą Mleczną. M33 to także pierwsza inna niż nasza galaktyka, w której odkryto ślady wody (maserowa linia emisyjna molekuły H2O) - w 1977 roku, przy pomocy radioteleskopu w Effelsbergu. Do Grupy Lokalnej należy także 6  niewielkich galaktyk nieregularnych, w tym Mały i Wielki Obłok Magellana oraz kilkanaście karłowatych galaktyk eliptycznych.

 
 Rys. 3 Galaktyka M31. Zdjęcie wykonane Teleskopem Schmidta z Obserwatorium Palomar, na fali o długości 4050 A. Źródło: Astro NED



W promieniu 10 Mpc od Słońca znajduje się kilkanaście pobliskich grup galaktyk. Najbliższą nam, inną gromadą galaktyk jest z kolei Gromada w Pannie, znana też jako Virgo, leżąca w odległości 48 milionów lat świetlnych (16,5 Mpc) od Słońca. Na niebie znajduje się ona na styku gwiazdozbiorów Panny i Warkocza Bereniki. Jest słabo widoczna ze względu na rozciągłość i ogromną odległość, jednak w rzeczywistości rozciąga się na około 5 stopni na niebie, czyli więcej niż tarcza Księżyca. Zawiera ponad 100 galaktyk różnych typów oraz gorący gaz emitujący silne promieniowanie rentgenowskie. Dokładne badania sugerują, że jest w niej bardzo dużo ciemnej materii. Gromada Virgo należy z kolei do centrum tzw. Supergromady Lokalnej, zajmująca obszar o średnicy 200 milionów lat świetlnych. W jej skład wchodzi kilka tysięcy galaktyk w mniej więcej 100 gromadach i grupach, a Gromada w Pannie jest wśród nich najbardziej masywną. To właśnie na peryferiach Supergromady leży nasza Grupa Lokalna wraz z Drogą Mleczną.

 
 Rys. 4 Gromada Virgo. Źródło: apod.nasa.gov




Oprócz Virgo słynną i stosunkowo bliską nam gromadą jest Abell 1656 (Gromada Coma), położona w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki, w odległości 320 milionów lat świetlnych od Słońca. To jedna z bardziej gęstych i masywnych gromad, zawierająca tysiące galaktyk, głównie eliptycznych. Znamy już jednak i dużo dalej położone gromady. Jedną z takich rekordzistek jest  CL J1449+0856, leżąca na przesunięcie ku czerwieni z = 2.07, odkryta przy pomocy Teleskopu VLT w Chile. Teleskop widzi ją taką, jak wyglądała mniej więcej 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu.


 

Budowa i emisja gromad


Gromady mają rozmiary od jednego do dziesięciu milionów lat świetlnych i typowe masy rzędu 1014 do 1015 mas Słońca. Powstały najprawdopodobniej z pierwotnych zaburzeń gęstości materii we Wszechświecie, a ważną rolę w tym procesie odegrała ciemna materia. Do dziś zresztą ciemna materia, często w ilości przekraczającej łączną masę galaktyk i gazu w danej gromadzie, jest konieczna, by gromada taka była obiektem związanym grawitacyjnie. Prędkości poszczególnych galaktyk w gromadach mają znaczny rozrzut.

Gromady są najjaśniejszymi (obok kwazarów) obiektami pozagalaktycznymi w zakresie emisji promieniowania X. Wypełniający gromadę gaz w ciągu jej całego życia zdołał ulec podgrzaniu do wysokiej temperatury wskutek kompresji adiabatycznej i po przejściach fal uderzeniowych powstających przy przepływie naddźwiękowym. To właśnie dlatego gromady galaktyk emitują silne promieniowanie X, a ich jasność rentgenowska jest wyznacznikiem ich potencjałów grawitacyjnych. Wiele gromad odkryto właśnie na tej drodze - czyli badania rozkładu promieniowania X we Wszechświecie, dzięki satelitom takim jak ROSAT, ASCA i BeppoSAX. Inne metody ich detekcji to bezpośrednie obserwacje w świetle optycznym i podczerwieni, a także badanie zaburzeń w rozkładzie mikrofalowego promieniowania tła na skutek jego rozproszenia w gorącym gazie (tzw. efekt Suniajewa-Zeldowicza).

 
Rys. 5 Gromada CL J1449+0856. Emisja rentgenowska (kolor purpurowy) pochodzi z jej dyfuzyjnego ośrodka. Tak widzi ją teleskop XMM-Newton. Emisja w X-ach jest nałożona na obraz optyczny gromady, zaobserwowany przez Teleskop VLT. Źródło: ESA


Rozgrzany gaz w gromadach powinien szybko się schłodzić wskutek emisji promieniowania, co w teorii prowadziłoby do ich wychłodzenia w ciągu około miliona lat. Jednak obserwacje wykonane przy pomocy teleskopu XMM-Newton nie wykazały obecności linii emisyjnych charakterystycznych dla gazu o temperaturze poniżej 3 keV (od 107 do 108 K). Może to oznaczać, że w gromadach istnieje jakiś dodatkowy, ciągły mechanizm podgrzewający ich ośrodek. Wśród prawdopodobnych wyjaśnień najczęściej wymienia się obecność aktywnych jąder gromad – na podobieństwo aktywnych jąder galaktyk, AGN-ów.

Klasyfikacja gromad


Galaktyki dzielą się – z grubsza - na eliptyczne, spiralne i nieregularne. Mniej już oczywiste jest to, że podobnie można podzielić ich gromady. Nie wyglądają one tak samo – różnią się między innymi kształtem, metalicznością, stopniem fragmentacji czy dominującym typem galaktyk. Można podzielić po prostu gromady na dwie obszerne klasy: regularne i nieregularne. Gromady regularne charakteryzują się silną koncentracją galaktyk ku centrum, symetrią osiową i gładkim rozkładem gęstości galaktyk. W ich centrach często znajduje się masywna galaktyka typu cD. Nieregularne - nie mają wyraźnej symetrii ani centrum, a w ich rozkładzie galaktyk występują lokalne zagęszczenia. Gromady galaktyk nie zawsze mają zatem dobrze określony środek, tak jak jest to praktycznie zawsze w przypadku układu planetarnego lub galaktyki. George Abell podzielił gromady na regularnie, nieregularne i pośrednie, a bardziej wyrafinowana klasyfikacja Bautza - Morgana (BM) dzieli gromady według stosunku najjaśniejszej galaktyki w gromadzie względem pozostałych:


  BM I  W centrum pojedyncza, wyraźnie dominująca galaktyka typu cD (gromada A 2199)
 BM II  Kilka dominujących, jasnych galaktyk o typach cD - gE  
 (gromada Coma)
 BM III
 Brak galaktyk o dominującej jasności
 (Gromada w Herkulesie)



Inny z kolei podział, Rood-Sastry (RS), klasyfikuje gromady według rozkładu przestrzennego ich dziesięciu najjaśniejszych galaktyk:


 cD Dominująca, pojedyncza galaktyka typu cD 
 (A 2029)
 B Dominuje jasny układ podwójny galaktyk
 (Coma)
 L Kilka dużych, jasnych galaktyk w centrum
 (Gromada w Perseuszu)
 C Więcej niż 4 jasne galaktyki w centrum
 (A 2065)
 F Rozkład regularny, bez zagęszczenia centralnego
 (A 1291)
 I Brak regularności w rozkładzie centralnym (Gromada w Herkulesie)

Oba te systemy klasyfikacji gromad są ze sobą ściśle powiązane. Wiele faktów wskazuje na to, że istnieje główny czynnik określający typ gromady, czyli stopień jej relaksacji. Zgodnie z tym czasowa ewolucja gromad mogłaby przebiegać tak:
Klasyfikacja BM : I →  II  →  III
Klasyfikacja RS : cD  →  B  →  L → C  →  F  →  I.

Przy czym  pozostałe własności gromad zdają się przy tym zmieniać w czasie w sposób następujący:

Typ galaktyk w gromadzie: przeważają galaktyki eliptyczne → gromady stają się coraz bardziej ubogie w galaktyki eliptyczne → przeważają w nich galaktyki spiralne

Kształt : gromady sferyczne →  gromady pośrednie → gromady nieregularne

Jasność rentgenowska: wysoka → średnia → niska



Jeszcze większe struktury?


Grupy i gromady galaktyk są obiektami dość dobrze zbadanymi. Jak zawsze jednak w podobnych przypadkach pojawia się pytanie o istnienie jeszcze większych struktur w hierarchii. Czy materia Kosmosu grupuje się w obiekty jeszcze większe niż supergromady? Okazuje się, że tak – w rzeczywistości Wszechświat może się składać z pustek oraz tzw. ścian. I tak w znanych nam supergromadach, pomiędzy tworzącymi je gromadami obserwuje się długie pomosty o podwyższonej gęstości galaktyk i grup. Istnieje więc podejrzenie, że w podobny sposób łączą się ze sobą i supergromady, a ich rozkład tworzy w Kosmosie „sieć”. Co ciekawsze, jak już wspomniano, supergromady są obiektami słabo zaawansowanymi w ewolucji -  stanowią zatem bezpośrednie świadectwo warunków początkowych, jakie mogły panować we wczesnym Wszechświecie, jeszcze przed powstaniem w nim bardziej złożonych struktur.

Wielka Ściana Galaktyk to jedna z lepiej poznanych, wielkoskalowych struktur znanego nam Kosmosu (rys.1). To jak gdyby gromada supergromad. W jej centrum leży Supergromada w Warkoczu, a sama ściana ciągnie się w przestrzeni aż do innej wielkiej supergromady – w Herkulesie. Wielka Ściana znajduje się mniej więcej w odległości 200 milionów lat świetlnych od Ziemi, a jej rozmiary szacuje się na 500×300×15 miliona lat świetlnych. Odkryta została, jak już wcześniej wspomniano, w roku 1989, na podstawie badań przesunięć widm galaktyk ku czerwieni dla tysięcy galaktyk. Jednak obecnie wiemy, że istnieje jeszcze większa struktura – tzw. Wielka Ściana Sloan, odkryta w roku 2003. Ma kształt włókna i również składa się z supergromad, odkryto ją dzięki ogromnej ilości danych zebranych w przeglądzie nieba Sloan Digital Sky Survey. Wielka Ściana Sloan położona jest w kierunku na gwiazdozbiór Panny i jest o około 80% większa od Wielkiej Ściany.

Obok ścian oraz innych wielkich struktur, które dopiero poznajmy, we Wszechświecie istnieją także pustki. Definiuje się je jako obszary o średnicy od kilkudziesięciu do kilkuset milionów lat świetlnych, otoczone zewsząd supergromadami zgrupowanymi we włókna. To największe znane niejednorodności materii budującej Kosmos – naukowcy zakładają obecnie, że w większej skali Wszechświat jest już jednorodny. Typowe pustki nie muszą jednak stanowić idealnej próżni. Zawierają po prostu dużo mniej materii (świecącej oraz ciemnej). W ich wnętrzach zaobserwowano także niewielkie ilości galaktyk – do kilkunastu. Najbliższa nam pustka została nazwana Pustką Lokalną. Gromada w Warkoczu wraz z Grupą Lokalną położone są na jej krawędzi. Sama pustka ma średnicę szacowaną na 30 do 150 milionów lat świetlnych.

Istnienie gromad, supergromad i jeszcze większych struktur jest kluczowe dla zrozumienia kwestii jednorodności Wszechświata. Zasada jednorodności głosi, że rozkład materii Wszechświata powinien być w przybliżeniu jednorodny, a żaden punkt Kosmosu nie można uznać za wyróżniony. Jeżeli więc dla obserwatora na Ziemi odległe galaktyki są rozłożone jednorodnie, to w każdym innym miejscu obserwator powinien widzieć ich podobny rozkład. A zatem ustalenie, czy wielkie struktury we Wszechświecie są rozmieszczone jednorodnie, i to zarówno w pobliżu Ziemi, jak i w dużo większych odległościach kosmologicznych, ma istotne znaczenie dla weryfikacji hipotezy o jednorodności oraz jej następstw. Wiadomo na pewno, że na odległościach mniejszych niż około 100 Mpc Wszechświat nie jest jednorodny. Przyjmuje się, że w miarę zwiększania tej odległości niejednorodność jest jednak coraz to mniejsza – czyli im większy wycinek Kosmosu podlega naszej obserwacji, tym mniejsze występują w jego otoczeniu niejednorodności.


Literatura

1. J. R. Gott III et al., Astrophys. J., 624, 463 (2005)

2. M. Jaroszyński, 1993, PWN, Galaktyki i budowa Wszechświata

3. M. Einasto i in., Astrophys.J. 685:83-104, 2008, Toward understanding rich superclusters, (2008) (http://arxiv.org/pdf/0806.0325.pdf)



   

 gwiazdy
  galaktyka  grupy galaktyk  gromady galaktyk
 supergromady galaktyk
  związane grawitacyjnie  związane grawitacyjnie  nie zawsze związane grawitacyjnie 
 100-400 miliardów gwiazd  Droga Mleczna
 Grupa Lokalna = ok. 30 galaktyk
  Supergromada Lokalna w Pannie
   
 Gromada w Pannie =
ok. 100 galaktyk
 należy do centrum Supergromady Lokalnej, zajmująca obszar o średnicy 200 milionów lat świetlnych



Abell 1656 (Gromada Coma)
320 mln lat św. od Słońca = tysiące galaktyk

   
CL J1449+0856, z=2.07

Elżbieta Kuligowska

Liczba odsłon: 11655


Rys. 6 Klasyfikacja gromad galaktyk wedługRooda-Sastry (RS).



dr Elżbieta Kuligowska obroniła rozprawę doktorską pt. "Modelowanie dynamiki radioźródeł typu FR II" na Uniwersytecie Jagiellońskim.
Zajmuje się obecnie badaniem radiogalaktyk z wielokrotnymi cyklami aktywności i badaniem AGN-ów radiowo głośnych.