Внутрикластерная среда () — среда, заполняющая пространство между галактиками внутри скоплений галактик. Представляет собой чрезвычайно горячую и очень разреженную плазму. Несмотря на крайне низкую плотность, её суммарная масса настолько велика, что она содержит около 80-90 % барионной массы (массы обычной (видимой) материи) скопления, значительно превосходя по массе все его звёзды вместе взятые. По химическому составу внутрикластерная среда почти полностью состоит из ионизованных водорода и гелия, а также содержит небольшое количество более тяжёлых химических элементов, синтезированных в недрах звёзд и выброшенных в межгалактическое пространство при взрывах сверхновых, звёздном ветре и активности активных галактических ядер.
Температура внутрикластерной среды обычно составляет от 10 до 100 млн кельвинов. До таких значений газ нагревается в процессе гравитационного коллапса вещества при формировании скопления галактик, главным образом вследствие возникновения мощных ударных волн. При столь высокой температуре водород и гелий практически полностью ионизованы, тогда как атомы тяжёлых элементов сохраняют часть электронов и образуют характерные рентгеновские спектральные линии. Основным механизмом излучения горячей плазмы является тормозное излучение, благодаря чему внутрикластерная среда является одним из наиболее ярких источников рентгеновского излучения во Вселенной.
Несмотря на чрезвычайно высокую температуру, любой объект, помещённый во внутрикластерную среду, не испытывал бы интенсивного нагрева. Это связано с тем, что плотность плазмы чрезвычайно мала (обычно порядка 10−4−10−2 частиц на ), поэтому количество частиц, способных передавать тепловую энергию при столкновениях с поверхностью объекта, крайне невелико. Температура отражает среднюю кинетическую энергию отдельных частиц, однако сама по себе не определяет интенсивность теплообмена. В результате поток тепловой энергии от столь разреженной плазмы оказывается значительно меньше, чем тепловое излучение самого объекта, поэтому при отсутствии других источников энергии он будет постепенно охлаждаться, несмотря на исключительно высокую температуру окружающей среды..
Исследование внутрикластерной среды позволяет определять распределение температуры, плотности и химического состава горячего газа, а при предположении гидростатического равновесия — оценивать распределение полной массы скоплений галактик, включая тёмную материю. Эти данные имеют большое значение для изучения процессов формирования и эволюции крупнейших гравитационно связанных структур Вселенной, а также истории её химического обогащения.
Состав и свойства Внутрикластерная среда состоит преимущественно из барионного вещества, главным образом полностью ионизованных водорода и гелия, на долю которых приходится почти вся масса горячей плазмы. Помимо них, в газе присутствуют небольшие количества более тяжёлых химических элементов — железа, кислорода, кремния, магния, неона, серы, никеля, кальция и других, концентрация которых значительно ниже концентрации водорода и гелия. При температурах порядка десятков миллионов кельвинов эти элементы находятся в высокоионизованном состоянии и образуют интенсивные спектральные линии в рентгеновском диапазоне. Именно анализ этих линий позволяет определять химический состав внутрикластерной среды, измерять содержание отдельных элементов и исследовать процессы химической эволюции скоплений галактик.
Тяжёлые элементы отсутствовали в первичном веществе Вселенной и были синтезированы в ходе звёздной эволюции. Основной вклад в химическое обогащение внутрикластерной среды вносят сверхновые типа Ia и типа II, звёздный ветер массивных звёзд и звёзд асимптотической ветви гигантов, а также процессы, связанные с активностью активных галактических ядер. Выброшенное из галактик вещество переносится во внутрикластерное пространство под действием галактических ветров, давления набегающего газа при движении галактик через внутрикластерную среду, приливных взаимодействий и выбросов, возникающих при активности сверхмассивных чёрных дыр. Благодаря глубокому гравитационному потенциалу скопления большая часть этого обогащённого газа остаётся гравитационно связанной со скоплением и постепенно перемешивается, формируя относительно однородную горячую плазму.
Содержание тяжёлых элементов, называемое в астрофизике металличностью, обычно составляет около 0,3-0,5 солнечной величины, хотя может заметно различаться у разных скоплений. Наиболее высокие значения металличности наблюдаются в центральных областях массивных скоплений, особенно содержащих ярчайшую центральную галактику и охлаждающееся ядро. Повышенное содержание железа в центральных областях связывают главным образом с длительным вкладом сверхновых типа Ia в крупнейших эллиптических галактиках. В отдельных объектах, например в скоплении Центавра, металличность центральной области достигает или даже превышает солнечное значение. Пространственное распределение различных химических элементов позволяет определить вклад различных типов сверхновых в химическое обогащение, а также исследовать эффективность процессов перемешивания газа внутри скоплений.
Изучение химического состава внутрикластерной среды у скоплений с различными красными смещениями имеет большое значение для понимания эволюции галактик и истории образования химических элементов во Вселенной. Наблюдения показывают, что значительная часть химического обогащения произошла уже на ранних этапах формирования скоплений, когда интенсивность звездообразования была существенно выше современной. Измерение относительного содержания железа, кислорода, кремния и других элементов позволяет оценивать вклад различных поколений звёзд в химическую эволюцию барионного вещества и прослеживать изменения состава горячего газа на протяжении космического времени.
Внутрикластерная среда является крупнейшим резервуаром барионного вещества в скоплениях галактик. На горячий газ обычно приходится около 12-15 % полной массы типичного скопления, тогда как масса звёзд и холодного газа в галактиках составляет лишь около 1-3 %, а суммарная барионная доля достигает приблизительно 15-17 %. Остальная часть массы приходится на тёмную материю, формирующую основной гравитационный потенциал скопления и определяющую распределение горячего газа. Благодаря столь большой массе внутрикластерная среда значительно превосходит по массе совокупность всех звёзд скопления и играет ключевую роль в его динамике и эволюции. Например, в скоплении Девы масса горячего газа оценивается примерно в 3 × 1014 масс Солнца, тогда как полная масса скопления составляет около 1,2 × 1015 масс Солнца.
Несмотря на огромную суммарную массу, внутрикластерная среда обладает исключительно низкой плотностью. Типичная концентрация частиц составляет около 10−3 см3, хотя в центральных областях плотных скоплений она может возрастать до 10−2−10−1 см3, а на периферии снижаться до 10−4 см3 и менее. Даже в наиболее плотных областях внутрикластерная плазма остаётся значительно более разреженной, чем межзвёздная среда. Из-за столь низкой плотности длина свободного пробега частиц достигает десятков килопарсеков, что соответствует примерно одному световому году или более в зависимости от температуры и плотности газа. В этих условиях столкновения между частицами происходят сравнительно редко, однако их оказывается достаточно для установления локального термодинамического равновесия и формирования практически максвелловского распределения скоростей.
Плотность газа постепенно увеличивается по мере приближения к центру скопления, тогда как распределение температуры определяется балансом между гравитационным нагревом и радиационным охлаждением. Во многих массивных скоплениях наблюдаются так называемые охлаждающиеся ядра, в которых температура центральной плазмы обычно составляет примерно половину или треть температуры внешних областей. Повышенная плотность приводит к усилению тормозного рентгеновского излучения и эмиссии в спектральных линиях тяжёлых элементов, вследствие чего время радиационного охлаждения газа в центральных областях может становиться значительно меньше возраста скопления. Однако современные наблюдения показывают, что ожидаемое интенсивное охлаждение в значительной степени компенсируется нагревом, обусловленным активностью центральных сверхмассивных чёрных дыр, ударными волнами, турбулентностью и другими механизмами обратной связи. Баланс между процессами нагрева и охлаждения определяет термодинамическое состояние внутрикластерной среды и оказывает существенное влияние на эволюцию как самого горячего газа, так и центральных галактик скоплений.
Наблюдения
Благодаря температуре порядка 107−108 кельвинов внутрикластерная среда является одним из наиболее мощных протяжённых источников рентгеновского излучения во Вселенной. Основной вклад в непрерывный спектр излучения вносит тормозное излучение, возникающее при взаимодействии свободных электронов с ионами полностью ионизованной плазмы. Существенную роль, особенно в более холодных областях скоплений с температурой менее нескольких десятков миллионов кельвинов, играет также излучение в спектральных линиях высокоионизованных тяжёлых элементов, прежде всего железа, кислорода, кремния, серы, магния, неона и никеля. Интенсивность рентгеновского излучения приблизительно пропорциональна квадрату плотности газа, поэтому наиболее яркое излучение наблюдается в центральных областях скоплений, где концентрация плазмы максимальна. Анализ формы непрерывного спектра и относительной интенсивности спектральных линий позволяет с высокой точностью определять температуру, плотность, давление и химический состав горячего газа, а также исследовать распределение металличности и процессы химического обогащения внутрикластерной среды.
Основные сведения о физических свойствах внутрикластерной среды получены благодаря специализированным рентгеновским космическим обсерваториям. Высокое угловое разрешение обсерватории Чандра позволяет детально исследовать ударные волны, полости, сформированные активностью активных галактических ядер, холодные фронты и тонкую структуру горячего газа. Телескои XMM-Newton благодаря большой собирающей площади обеспечивает высокоточные спектроскопические измерения температуры и химического состава плазмы, тогда как телескоп eROSITAвыполнил наиболее глубокий (или наиболее чувствительный) полный обзор неба в рентгеновском диапазоне обнаружив тысячи новых скоплений галактик. Совместное использование данных этих обсерваторий позволяет строить подробные карты температуры, плотности, энтропии, давления и металличности внутрикластерной среды, а также исследовать процессы формирования и эволюции скоплений на протяжении космического времени.
Измерения температуры и плотности внутрикластерной среды позволяют при предположении гидростатического равновесия восстановить распределение полной массы скопления. В этом случае считается, что давление горячего газа уравновешивает гравитационное притяжение всей массы скопления, вследствие чего профили температуры и плотности позволяют восстановить профиль массы, создающий наблюдаемое гравитационное поле. Полученные таким способом оценки массы систематически и значительно превышают массу наблюдаемого светящегося вещества — звёзд, галактик и горячего барионного газа. Это является одним из независимых свидетельств существования тёмной материи наряду с гравитационным линзированием, динамикой галактик и космологическими наблюдениями. Сравнение рентгеновских оценок массы с результатами гравитационного линзирования, измерениями скоростей галактик и космологическими моделями показывает хорошее согласие между различными независимыми методами определения массы скоплений.