Астрономия

Какая часть материи не связана с галактиками, группами и скоплениями, которые мы видим?

Какая часть материи не связана с галактиками, группами и скоплениями, которые мы видим?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Мы знаем, что большая часть вещества во Вселенной сжалась в галактики и галактики в группы и скопления, и что в настоящее время много вещества находится в скоплениях между галактиками. Но какая часть материи не представлена ​​этими дискретными наблюдаемыми объектами? Некоторая темная материя может иметь слишком высокие скорости, чтобы упасть в ореолы, возможно, из приливных хвостов, которые избегают слияния. В пустотах должна быть какая-то реликтовая среда с плотностью слишком низкой для образования галактик. Некоторые ореолы могут быть слишком маленькими, чтобы образовывать звезды. Все это составляет значительную межгалактическую среду (IGM)? Могут ли симуляции n-тела дать этому количеству?

Можно подумать, что мы можем получить ответ на этот вопрос, сложив всю известную массу в соседней Вселенной и вычтя ее из полученной реликтового излучения средней плотности Вселенной, умноженной на использованный объем. Но некоторые недавние наблюдательные исследования предполагают, что локальная плотность намного ниже средней плотности и что это является причиной несоответствия постоянной Хаббла.


Калифорнийский университет в Сан-Диего Центр астрофизики и космических наук

Скопления галактик классифицируются, например, по их свойствам: богатству (количеству членов), форме (сферическая, уплощенная или неправильная) и галактическому содержанию (спиральное, бедное или эллиптическое). Некоторые из них являются сильными радиоисточниками, а другие излучают рентгеновские лучи. Самое богатое соседнее скопление - Дева, в 60 миллионах световых лет от Млечного Пути. Он содержит около 2500 галактик, в основном эллиптических.
Местная группа галактик

Мы находимся в небольшой группе, называемой Местной группой, в которой доминируют две гигантские спиральные галактики, Андромеда и наш Млечный Путь. Помимо Мессье 33, галактики Sc средней массы, в скоплении 15 эллиптических и 13 неправильных галактик, включая Магеллановы Облака, спутники нашей Галактики, Мессье 32 и NGC 205, спутники Андромеды. Группа имеет размер около 3 млн. Л. Лет и общую массу 5 х 10 12 М.

Скопление Девы, около 50 млн. Л. вдали находится ближайшее регулярное скопление галактик с несколькими сотнями членов. Наша Местная Группа является удаленным членом «сверхскопления» галактик, в котором скопление Девы является доминирующим членом.

Космический телескоп Хаббла предоставил первую возможность заглянуть в раннюю Вселенную на скопления. Миллиарды лет назад скопления содержали намного больше спиральных галактик, чем сегодня. Вероятно, со временем они были разрушены столкновениями и слияниями внутри кластеров.

CL 0024 + 1654 - это большое скопление галактик, расположенное в 5 миллиардах световых лет от Земли. Он отличается своим богатством (большое количество галактик-членов) и великолепной гравитационной линзой. Синие петли на переднем плане - это линзовые изображения спиральной галактики, расположенной за скоплением.

  • Посмотрите, как изменение массы скопления влияет на скорости галактик.
  • Кластерный атлас Университета Алабамы
  • Совершите круиз по скоплению Девы из Обсерватории Лимбер.
  • Связи скоплений галактик APOD.

Общая теория относительности Эйнштейна демонстрирует, что большая масса может деформировать пространство-время и искривлять путь света. Итак, очень массивный объект, например скопление галактик, может действовать как гравитационная линза. Когда свет проходит через кластер от объекта, лежащего за ним, свет изгибается и фокусируется, чтобы создать изображение или изображения источника. Изображение может быть увеличено, искажено или умножено линзой в зависимости от положения источника по отношению к уменьшающейся массе.


Схематическая диаграмма галактики, действующей как гравитационная линза


Характеристики гравитационно линзированного изображения зависят от ориентации наблюдателя, линзы и фонового объекта. Если совмещение идеальное, результирующее изображение представляет собой кольцо Эйнштейна, показанное слева. Этот объект, обнаруженный радиоастрономами в радиообсерватории Джодрелл-Бэнк в Англии, а затем полученный в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью HST, вероятно, является далекой фоновой галактикой, линзированной эллиптической галактикой на промежуточном расстоянии, показанной на ярком изображении в центре кольца. По оценкам, Кольцо примерно в 10-20 раз ярче, чем фоновая галактика без линзирования.

Если совмещение не идеальное, формируется несколько изображений, а не кольцо. Объект справа, названный Крестом Эйнштейна, показывает четыре изображения далекого квазара с красным смещением z = 1,7, полученного промежуточной спиральной галактикой с z = 0,04. Изображения HST были обработаны для разделения изображений галактики и квазара.

А гравитационная линза наиболее эффективен, если он находится примерно на полпути между наблюдателем и удаленным объектом, на который выполняется линза. Усиление, то есть отношение линзовой яркости объекта к его не линзированному значению, больше, если луч зрения проходит очень близко к линзе. Линзы могут увеличивать яркость в несколько раз, более чем в 100 раз - это означает, что линзы позволяют «видеть» объекты более чем в 10 раз дальше.


Микролинзирование звезды в БМО объектом в Млечном Пути, из проекта MACHO

  1. Звезды / Остатки / Коричневые карлики / Планеты. Когда объект в Млечном Пути проходит между нами и далекой звездой, он фокусируется и усиливает свет фоновой звезды, как показано на кривой блеска выше. Несколько событий этого типа наблюдались в Большом Магеллановом Облаке, небольшой галактике недалеко от Млечного Пути. Проект МАЧО
  2. Галактики. Массивные галактики также могут действовать как гравитационные линзы. Свет от источника, расположенного за галактикой, изгибается и фокусируется, чтобы создать изображение или изображения источника. Поскольку масса в галактике распределена неравномерно, изображения часто деформируются или увеличиваются.
  3. Скопления галактик. Как показано выше для CL 0024 + 1654, массивное скопление может создавать несколько изображений удаленного объекта, лежащего за ним. Кластерные гравитационные линзы позволяют нам наблюдать объекты, которые слишком далеки или слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть напрямую. А поскольку смотреть на большие расстояния означает смотреть дальше назад во времени, мы получаем доступ к информации о ранней Вселенной.

Наблюдения за скоплениями и их галактиками раскрыли одну из главных загадок современной астрономии. Скопления кажутся очень стабильными объектами - они содержат зрелые галактики со старыми звездами и, похоже, образовались миллиарды лет назад. Но когда мы вычисляем количество массы в скоплении, используя орбитальные движения входящих в него галактик, результат слишком мал для того, чтобы скопление могло быть связано гравитацией. Если скопление содержит только ту массу, которую мы можем наблюдать, гравитационной силы недостаточно, чтобы предотвратить «побег» галактик. В скоплении должно быть больше массы, чем то, что мы видим.


Кривые вращения для 3 спиральных галактик - изображение галактики (слева), спектр (в центре - фотографический негатив) и график (справа).
Плоскостность кривой вращения без поворота вниз указывает на то, что распределение массы простирается далеко за пределы
измеренные значения, вероятно, в виде массивного ореола темной материи.

Та же проблема возникает, когда мы смотрим на сами галактики. Кривая вращения галактики показывает, как орбитальные скорости звезд меняются с расстоянием от центра. Если бы галактика вращалась как твердый диск, скорость линейно увеличивалась бы с расстоянием. Если бы большая часть массы была сосредоточена в центре, как в нашей солнечной системе, скорости звезд уменьшались бы пропорционально квадратному корню из расстояния. Но это не то, что наблюдается. Вдали от точки, где масса не видна, кривые вращения плоские! Это означает, что масса все еще увеличивается по мере того, как мы движемся наружу, даже если мы ничего не видим! Снова мы должны обратиться к «темной материи». Галактика должна простираться намного дальше, чем указывает светящаяся материя. Фактически, вычисления требуют, чтобы масса была как минимум в 10 раз больше, чем мы видим! Расчеты показывают, что эта темная материя, вероятно, находится в обширном ореоле темной материи.

Природа этой темной материи или «недостающей массы» неизвестна. Существуют самые разные теории, от причудливых до обыденных, ни одна из которых не дает удовлетворительного ответа на все вопросы.

    Возможные формы «нормальной» (барионной) материи
      Планеты / коричневые карлики / звездные остатки (черные дыры, нейтронные звезды и белые карлики)

    • Планеты - но масса планет составляет небольшую часть массы Солнечной системы. Есть ли там свободно перемещающиеся планеты вроде Юпитера?
    • Коричневые карлики - до 0,085M количество звезд резко возрастает по мере того, как вы переходите к звездам с меньшей массой. Продолжится ли эта тенденция, когда кто-то опускается ниже порогового значения для воспламенения ядерных реакций? Если так, то несостоявшиеся звезды, называемые Коричневые карлики, может составлять значительную часть Темной Материи. Коричневых карликов сложно заметить, так как они холодные и имеют очень низкую светимость. Недавние инфракрасные исследования обнаружили коричневых карликов, но их недостаточно, чтобы составить темную материю, необходимую в Млечном Пути.
    • Звездные остатки - мертвые звезды в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр могут составлять темную материю, но наше понимание истории Млечного Пути делает маловероятным, что звезды могли сформироваться и умереть достаточно быстро в прошлое, чтобы составить необходимую массу, в 10 или более раз превышающую текущую массу звезд.

    Возможно, в галактиках содержится большое количество газа, которое не учитывалось. Но холодный атомарный водород излучает радиоволны длиной 21 см, а их не видно. Молекулярный водород должен быть виден в его ультрафиолетовом излучении, но этого не наблюдается. Горячий газ излучает рентгеновские лучи, и несколько скоплений галактик являются сильными источниками рентгеновского излучения. Масса межгалактического газа рассчитана как значительная величина, возможно, больше, чем масса в галактиках и звездах, но все еще слишком мала, чтобы объяснить стабильность скопления.

    Согласно наиболее распространенной теории нуклеосинтеза Большого взрыва, обычные атомные ядра образовывались при расширении и охлаждении Вселенной. Теория позволяет детально рассчитать количество произведенного гелия (4 He) (также 2 H - дейтерий, 3 He, 4 Li, 4 Be, 4 B), которое должно присутствовать, и это подтверждено наблюдениями. Но теория согласуется с наблюдениями только в том случае, если общее количество барионов (протонов и нейтронов) ограничено. Барионов достаточно, чтобы объяснить некоторую темную материю, но недостаточно, чтобы решить проблему.

    • Вселенная темной материи от Университета Орегона.
    • Действительно хороший Учебник DM от Джона Дурси @ Queens Univ. CA.
    • Беркли Центр астрофизики элементарных частиц Учебное пособие по темной материи
    • Кривые вращения галактики
    • Кандидаты в темную материю

    Гамма-всплески становятся одной из самых взрывных новых областей астрономических исследований. Гамма-всплески были обнаружены в 1967 году спутниками Vela, запущенными для контроля за соблюдением Договора о запрещении ядерных испытаний 1963 года путем обнаружения гамма-излучения от ядерных испытаний в атмосфере. К счастью, было быстро установлено, что эти взрывы имеют внеземное происхождение (нет, не инопланетяне!), А не какое-то государство-изгой, развязавшее ядерную войну. Первоначально количество всплесков было слишком маленьким, а возможность точно определить их было слишком мало, чтобы определить их происхождение.


    Гамма-всплеск, наблюдаемый BATSE
    В 1991 году гамма-обсерватория Комптона провела эксперимент с импульсными и нестационарными источниками излучения (BATSE), построенный при участии астрофизиков высоких энергий Калифорнийского университета в США. на орбиту. Гамма-всплески длятся от нескольких секунд до нескольких минут и до недавнего времени не регистрировались на других длинах волн. BATSE наблюдал пару тысяч всплесков и определил, что они равномерно распределены по небу.


    Оптическое «послесвечение» гамма-всплеска в галактике, которая находится на расстоянии около 2 миллиардов световых лет от нас.

    • Страница гамма-всплеска UCSD.
    • Статья в журнале Scientific American
    • Страницы Гамма-всплеска APOD. из Университета Эмори.
    • Расширенные и элементарные учебные пособия по GRB Центра космических полетов Годдарда

    Проф. Х. Э. (Джин) Смит
    КАССА 0424 UCSD
    9500 Gilman Drive
    Ла-Хойя, Калифорния, 92093-0424


    Последнее изменение: 29 янв 2000 г.


    Космология с использованием скоплений галактик

    Основные свойства Вселенной влияют на то, как кластеры формируются и растут в течение своей жизни. Эти свойства включают скорость расширения Вселенной (H0), часть Вселенной, которая представляет собой нормальную, а не темную материю (Ωм), сила таинственной отталкивающей силы, известной как темная энергия (ΩΛ) и силу роста флуктуаций (σ8). Следовательно, мы можем измерить свойства Вселенной (космология), изучая скопления.

    Количество кластеров в зависимости от красного смещения и массы, которое, по прогнозам, будет обнаружено eROSITA (Merloni et al.)

    Основной способ сделать это - подсчитать количество скоплений определенной массы в зависимости от расстояния от нас. Когда мы смотрим дальше в телескопы, мы также смотрим в прошлое Вселенной, поскольку свету требуется время, чтобы достичь нас. Поэтому, подсчитывая кластеры с определенными диапазонами масс и глядя на то, как они формируют трехмерную крупномасштабную структуру, мы изучаем, как кластеры растут и развиваются в течение жизни Вселенной.

    Группа HE в MPE играет ведущую роль в создании прибора eROSITA на российском спутнике «Спектр-Рентген-Гамма» (SRG), который должен быть запущен в 2016 году. Он сделает несколько снимков неба в рентгеновских лучах. диапазон, позволяющий обнаружить от 50 до 100 тысяч скоплений галактик в дополнение ко многим другим астрономическим объектам. Крупные спектроскопические и визуальные исследования дополнят рентгеновские наблюдения. Анализ оптического света, излучаемого 100-1000 галактик, которые они содержат, дополнит обзор, оценивая расстояние до объектов и эпоху, в которую они наблюдаются. Мы будем использовать эту большую выборку скоплений, чтобы установить жесткие ограничения на космологические свойства Вселенной.


    1). У них есть динамические временные шкалы, которые составляют значительную часть возраста Вселенной, поэтому мы можем наблюдать, как они развиваются даже при небольших красных смещениях. Динамические временные рамки для кластеров длинные, поэтому отпечаток начальных условий еще не полностью стерт. Спектр масс скоплений чувствителен к нормировке и наклону спектра мощности в масштабах скоплений и является одним из самых сильных тестов космологических моделей. Массы и масштабы скоплений таковы, что они должны составлять хорошую выборку массы Вселенной с репрезентативными долями различных компонентов. Поскольку формирование кластеров в результате гравитационного коллапса достаточно хорошо изучено, сравнения свойств кластеров с теоретическими предсказаниями для различных космологических моделей могут быть использованы для различения этих моделей. Наконец, скопления предоставляют важную информацию о происхождении и эволюции содержания тяжелых элементов во Вселенной.

    Кластеры с высоким красным смещением

    Дополнительные ограничения на космологические модели можно получить, наблюдая скопления с большим красным смещением. Донахью и его сотрудники (Donahue et al. 1998 ApJ, в печати Voit & Donahue 1998 ApJ, в печати см. Также Tucker et al. 1998 ApJ, в печати) использовали наблюдения ASCA z

    0,8, чтобы показать, что их температуры намного выше, чем ожидалось во вселенной Омега = 1, Лямбда = 0.

    Также продолжаются исследования по определению H_0 по рентгеновским наблюдениям ASCA и ROSAT. Комбинируя измеренные значения температуры кластерного газа и концентрации электронов с радионаблюдениями за эффектом Сюняева-Зельдовича (декремент радиопотока, возникающий при прохождении фотонов космического микроволнового фона через горячую плазму кластера и смещении к более высокая энергия) дает прямую меру H_0 для исследуемых кластеров. Используя выборку из 8 кластеров, Hughes & Birkinshaw (1998 ApJ, в печати) нашли H_0 42–61 км / с / Мпк с дополнительной случайной ошибкой 16%.

    Карты температуры

    Наблюдения скоплений галактик с помощью ASCA теперь используются для отображения температуры горячей внутри скоплений среды. Эти наблюдения показывают значительные отклонения от изотермичности в большом количестве скоплений. Эти наблюдения определяют размер остывающих ядер, наблюдаемых в некоторых скоплениях, и иллюстрируют эффекты потрясений, по-видимому, из-за недавних слияний. Температурные карты позволяют обнаруживать толчки и другие явления слияния спустя долгое время после того, как яркость поверхности рентгеновских лучей вернулась к азимутальной симметрии (Чуразов и др., 1998 ApJ, в печати, Donnelly и др., 1998a, b ApJ, в печати и представлены). Температурные карты ASCA примерно для половины всех кластеров показывают шоки слияния. В кластере A3266 оптическая морфология соответствует либо предстоящему слиянию со стороны NE, либо недавнему слиянию со стороны SW. Спектро-пространственная карта ASCA показывает сжатие и ударный нагрев газа перпендикулярно оси слияния, идущей от основного кластера к юго-западу, что однозначно подтверждает гипотезу после слияния (Henriksen & Donnelly 1998, в стадии подготовки). Наблюдения ASCA за A754 были использованы для построения подробной модели слияния и оценки степени смешения сливающихся компонентов и результирующей поддержки нетеплового давления, создаваемой в центральных областях кластера (Roettiger et al. 1998 ApJ 493, 62).

    Рисунок 1: Температурная карта кластерного слияния Abell 754 (Henriksen & Markevitch, 1996 ApJ 466, L79).

    Маркевич и др. (1998, ApJ в печати и ссылки в нем) проанализировали пространственно разрешенные спектроскопические наблюдения ASCA для выборки из 30 ярких соседних скоплений и получили их прогнозируемые профили температуры газа и, в грубом пространственном масштабе, их двумерные температурные карты. Все кластеры оказались неизотермическими, с пространственным изменением температуры (кроме охлаждающих потоков) в 1.3-2 раза. Практически все скопления демонстрируют значительное снижение радиальной температуры на больших радиусах. Это снижение соответствует общей массе в пределах 1 и 6 радиусов активной зоны, что примерно в 1,35 и 0,7 раза превышает оценки изотермической бета-модели, соответственно. Таким образом, доля газа на больших радиусах больше, чем предполагалось в предположении изотермичности. Этот результат усиливает аргумент в пользу космологии с низким значением Omega_0, основанный на высокой доле барионов в скоплениях. Это также подразумевает сильную сегрегацию газа и темной материи, что, возможно, указывает на то, что источники, отличные от гравитации, произвели значительную часть тепловой энергии газа. Снижение температуры с увеличением радиуса круче, чем предсказывается любым опубликованным гидродинамическим моделированием.

    Анализ с пространственным разрешением ASCA впервые позволил напрямую исключить области охлаждающего потока из измерений средней температуры кластера. Такое исключение (Markevitch 1998 ApJ в печати Allen & Fabian MNRAS, в печати) значительно снижает разброс в отношениях L_X-T и L_bol-T. Эти соотношения являются важными характеристиками, зависящими от космологии и тепловой истории скоплений. Новые температуры кластеров с поправкой на охлаждающий поток были использованы для получения более точной функции температуры кластеров при малых красных смещениях (Markevitch 1998 ApJ, в печати). Это даже больше расходится со стандартными предсказаниями холодной темной материи, чем предыдущие расчеты.

    Наблюдения ASCA важны для корреляции эволюции галактик с эволюцией самого скопления. Henriksen & Wang (1998 MNRAS, представленный) сообщают о результатах рентгеновского исследования скопления галактик Abell 2111 (z = 0,23), которые показывают, что это классическое скопление Бутчера-Омлера является удлиненным и асимметричным, с комковатостью в масштабе угловой минуты. Оно также имеет горячее ядро ​​и, вероятно, недавно подверглось слиянию, которое также может быть причиной большой доли голубых галактик, наблюдаемых в скоплении.

    Измерения температуры с пространственным разрешением также использовались для отображения формы гравитационного потенциала в кластерах. Аллен (1998 MNRAS 296, 392) использовал данные ASCA и ROSAT для выборки из 13 кластеров для сравнения измерений массы рентгеновских лучей и гравитационного линзирования. Он обнаружил отличное согласие в кластерах охлаждающего потока (которые имеют сильные центральные пики поверхностной яркости рентгеновского излучения), но в кластерах неохлаждаемого потока центральные массы, определенные из рентгеновских данных, в 2-4 раза меньше, чем при сильном гравитационном линзировании. . В этих последних случаях есть свидетельства того, что газ, излучающий рентгеновские лучи, находится в сложном динамическом состоянии, поэтому допущения, использованные для расчета гравитационного потенциала на основе рентгеновских данных, не будут действительными (см. Также Ota et al. 1998 ApJ 495, 170 Boehringer et al. 1998 A&A 334, 789). Данные ASCA также использовались, чтобы показать наличие иерархического расположения темной материи с центральным выступом (Ikebe et al. 1995 Nature 329, 427 Xu et al. 1998 ApJ 500, 738 Ikebe et al. 1998 ApJ, представлены).

    Изобилие стихий

    Allen & Fabian (1998 MNRAS, в печати) использовали данные ASCA и ROSAT, чтобы показать, что кластеры охлаждающего потока имеют более высокую металличность, взвешенную по выбросам, чем системы без охлаждающего потока. Вероятно, это связано с тем, что охлаждающие потоки имеют повышенное содержание металлов в их сердцевинах, где яркость поверхности резко возрастает. Наряду с резко пиковыми значениями металличности в кластерах остывающего потока, более крупномасштабные градиенты содержания наблюдались в скоплениях AWM7 (Ezawa et al. 1997 ApJ 490, L33) и в скоплениях Perseus (докторская диссертация Ezawa 1998).

    Mushotzky & Loewenstein (1997 ApJ 481, L63) измерили содержание железа в большой выборке скоплений и не нашли доказательств эволюции, предполагающей, что большая часть обогащения внутрикластерной среды должна происходить при красных смещениях> 1. Действительно, z

    1 Рентгеновский кластер, наблюдаемый Хаттори и др. (1997 Nature 388, 146) имеет содержание железа, соответствующее местным объектам. Это скопление необычно тем, что является сильным рентгеновским излучателем с гравитационным линзированием без ожидаемого населения оптически видимых галактик.

    Бедные группы

    Галактики ранних типов

    300 кпк). Отношение M / L составляет 22 в пределах 20 кпк, увеличиваясь до 300 на наблюдаемой протяженности галактики. Расширенный характер излучения и большие M / L делают галактику кандидатом в `` темную группу ''.


    Какая часть материи не связана с галактиками, группами и скоплениями, которые мы видим? - Астрономия

    Лекция 30: Группы и скопления галактик

    Галактики часто собираются в Группы и кластеры

    Млечный Путь является частью Местная группа

    Группы: от 3 до 30 ярких галактик.

    Скопления: & gt 30 (до 1000 ° s) ярких галактик.

    Сверхскопления: кластеры кластеров

    Рентгеновский газ в кластерах и группах

    Группы и скопления галактик

    Большинство галактик находится в группах и скоплениях

    o Группы: от 3 до 30 ярких галактик.

    o Скопления: от 30 до 300+ ярких галактик.

    o Размеры: 1-10 Мпк в поперечнике (наша Галактика

    o Часто содержат намного больше карликовых галактик.

    На сегодняшний день каталогизировано 3000 кластеров.

    Тот факт, что на небе расположены близко расположенные друг к другу галактики, не означает, что должно быть скопление. Они могли быть случайной суперпозицией. Они должны быть на одинаковом расстоянии и связаны гравитацией.

    Группа из & gt 45 галактик, включая Млечный Путь и Андромеду

    o 5 ярких галактик (M31, MW, M33, LMC, IC10)

    эллиптические тренажеры o & gt23 (4 dEs & amp & gt19 dSph)

    o 14 фигурок разных размеров

    Диаграмма локальной группы (см. Рисунок 26-17). Обратите внимание, что многие из dE и dSph близки к M31 (= Андромеда) и Млечному Пути.

    Ближайший крупный кластер к локальной группе

    Относительно рыхлый кластер с центром на двух ярких эллиптических телескопах: M87 и M84.

    o 2500 галактик (в основном карлики)

    См. Рисунок 26-16 для примера.

    Содержат тысячи ярких галактик:

    o массы до 10 15 мсолнце

    o Одна или несколько гигантских эллиптических галактик в центре

    o Эллиптические тренажеры рядом с центром

    o Спирали, найденные на окраинах

    10-20% их массы находится в виде очень горячего (10 7 -10 8 К) внутрикластерного газа, видимого только в рентгеновских лучах.

    Ярчайшие скопления галактик

    В центрах скоплений обычно преобладают один-два гигантские эллипсы.

    Эти эллиптические тела более чем в 10 раз превышают массу Млечного Пути и сами по себе больше, чем вся Местная группа.

    Гравитация сближает галактики

    Посмотрите фильм Тома Куинна из Вашингтонского университета о гравитационном притяжении галактик в скопления на сайте hpcc.astro.washington.edu/faculty/trq/toden.mpeg.

    Обратите внимание, что галактики сформировались задолго до того, как они были втянуты в скопление. Этот фильм показывает, что происходит с темной материей и звездами, а не с газом.

    Нагрев фотонами (светом). Самые горячие звезды могут нагревать газ до 10 000 К.

    Произведен видимый свет! Делает ионизированный водород.

    В кластерах происходит нагрев от столкновений и ударов.

    Удары могут нагреть газ до миллионов градусов. Рентген!

    Примечание: спектр рентгеновского излучения не является черным телом. Газ недостаточно плотный.

    Столкновение газов в виде кластеров

    Посмотрите фильм о том, как гравитация притягивает газ вместе, и газ сталкивается на

    Когда гравитация сближает галактики, образуя скопление, газ в этих галактиках врезается в другой газ. Удары нагревают газ.

    Богатые скопления могут содержать много вещества в горячем рентгеновском газе.

    Рентгеновский газ можно использовать для поиска кластеров и предотвращения случайного совмещения. Если гравитация не сблизила галактики, не было бы столкновений газа и рентгеновских лучей.

    Рентгеновский газ не очень плотный. Он имеет линейчатый спектр излучения, который можно использовать для изучения его состава.

    Группы также могут иметь горячий рентгеновский газ.

    Обычно это гораздо меньшая часть массы скопления, а не все галактики в скоплении.

    Нейтральный водород в группах

    В группах галактик может быть много нейтрального газообразного водорода.

    Если мы наблюдаем эмиссию на 21 см, мы можем составить карты, показывающие распределение газа по группам.

    Эти галактики однозначно связаны!

    Млечный Путь и его спутники, LMC и SMC, также связаны нейтральным газообразным водородом.

    Эллиптические тренажеры гораздо чаще встречаются в кластерах, чем в полевых условиях. Чем богаче кластер, тем больше эллипсов и S0.

    Яркие галактики в богатых скоплениях

    Почти наверняка из-за среды кластеров. В скоплениях галактики взаимодействуют, сливаются и беспокоят друг друга. Спиралям тяжело выжить. (На следующем занятии мы обсудим более подробную информацию о процессах).

    Движение галактик в скоплениях

    Точно так же, как двойные звезды вращаются вокруг своего центра масс или звезды вращаются вокруг галактики, галактики в скоплении будут вращаться вокруг своего центра скопления.

    Мы можем измерить эти движения (по крайней мере, радиальные!) По доплеровскому сдвигу интегрированного света.

    Скорости более 1000 км / с относительно центра скопления.

    Свидетельства наличия темной материи в скоплениях галактик

    Многие доказательства показывают присутствие темной материи в скоплениях. Это неудивительно, поскольку в отдельных галактиках есть темная материя.

    Скорости галактик (дисперсия скоростей)

    Галактики движутся очень быстро. Темная материя необходима, чтобы удерживать их в кластере.

    Атомы газа очень горячие (= очень быстро движутся). Темная материя необходима для удержания газа в скоплении.

    Гравитационное линзирование (см. Общую теорию относительности)

    o Масса от 10 15 до 10 16 Мсолнце

    o Часто длинные и нитевидные по форме

    Крупнейшие когерентные (но еще не связанные гравитацией) структуры во Вселенной

    Ориентировочно сосредоточено на скоплении Девы.

    5% объема занимают галактики

    Местная группа расположена на окраине Местного сверхскопления и попадает в скопление Девы.

    Вселенная выглядит пенистой в самых больших масштабах

    Обширные цепочки сверхскоплений

    В 5 раз меньше галактик, чем в сверхскоплениях

    Одна из крупнейших структур во Вселенной.

    Существование «крупномасштабной структуры» кое-что говорит нам о том, как формируются галактики.


    СОДЕРЖАНИЕ

    Стефан Квите, классический пример компактной группы. (Снято HST)

    Компактные группы [править | редактировать источник]

    A & # 160компактная группа& # 160 состоит из небольшого числа галактик, обычно около пяти, расположенных в непосредственной близости и относительно изолированных от других галактик и образований. Первой обнаруженной компактной группой был «Квинтет Стефана», обнаруженный в 1877 году. Квинтет Стефана назван в честь компактной группы из четырех галактик и несвязанной галактики переднего плана. Астроном Пол Хиксон создал в 1982 году каталог таких групп - Компактные группы Хиксона.

    Компактные группы галактик легко демонстрируют влияние темной материи, поскольку видимая масса намного меньше массы, необходимой для гравитационного удержания галактик в связанной группе. Компактные группы галактик также не являются динамически стабильными во времени Хаббла, таким образом показывая, что галактики эволюционируют путем слияния во временной шкале возраста Вселенной.

    Ископаемые группы [править | редактировать источник]

    Группы окаменелостей, как правило, & # 160 состоят из большой изолированной & # 160 эллиптической галактики & # 160, заключенной в протяженное гало рентгеновского излучающего газа размером с группу галактики. Считается, что они являются результатом обширного слияния всех «галактик», содержащихся в небольшой группе, с протяженным рентгеновским гало, обеспечивающим убедительное доказательство происхождения группы.

    Центральная эллиптическая галактика в группе окаменелостей такая же яркая, как самая яркая галактика скопления, но не обладает протяженным «звездным гало», часто связанным с такими галактиками скопления.

    Большая эллиптическая галактика NGC 4555 является хорошим примером, поскольку в рентгеновском свете отображается большое гало, что в значительной степени поддерживает концепцию групп ископаемых.

    Протогруппы [править | редактировать источник]

    Протогруппы группы галактик, которые находятся в процессе формирования. Они представляют собой меньшую форму протокластеров.


    Глядя в объектив

    Скопления галактик массивны, но также относительно компактны. Хотя у них нет четко очерченных краев, они обычно простираются на несколько десятков миллионов световых лет в поперечнике. Хорошо, хорошо, для нас, людей, это велико, но довольно мало по сравнению с космосом.

    Эта компактность делает кластеры отличными гравитационные линзы. Благодаря общей теории относительности Альберта Эйнштейна мы знаем, что массивные объекты действуют как линзы, искривляя путь любых скользящих лучей света. То, насколько свет изгибается, зависит от того, насколько массивен вторгающийся объект, и, изучая путь фонового света, мы можем выяснить, как эта материя распределяется, независимо от того, видите ли вы его сияние или нет.

    И когда мы смотрим на типичное скопление галактик, о чудо, мы видим всевозможные линзы галактик. Свет от фоновых галактик искажается и искажается во время своего путешествия через скопление, образуя все, от элегантных дуг до менее чем элегантных волнистых линий. Сравнивая эти искаженные формы с теми, которые обычно имеют галактики, мы можем восстановить, из чего состоит скопление и где находятся все его внутренности.

    Результат от скопления к скоплению в космосе? Это намного больше, чем кажется на первый взгляд. Галактик и газа внутри скопления недостаточно для того, чтобы объяснить крайнее искривление света от фоновых источников. Что-то еще должно заполнять кластеры, не излучая собственного света (иначе мы бы это увидели). Это должно иметь значение, и это должно быть темно.


    Великая стена (галактик, в Слоане)

    Заголовок: Sloan Great Wall как комплекс сверхскоплений с коллапсирующими ядрами
    Авторы: М. Эйнасто, Х. Литцен, М. Граманн, Э. Темпель, Э. Саар, Л. Й. Лийвамяги, П. Хейнямяки, П. Нурми, Й. Эйнасто
    Первый автор & # 8217s Учреждение: Тартуская обсерватория, Тыравере, Эстония
    Статус: Принята к публикации в журнале Astronomy and Astrophysics.

    Масштаб Вселенной ошеломляет. Much of the universe is filled with a complex web of matter—what cosmologists like to call the “structure” of the universe. Most everything we know and love—the wispy cloud in the sky, the bright nebulas that pierce the natal darkness of giant molecular clouds, the faint and distant galaxies—are gravitationally bound to something. One can continually zoom out to larger and larger scales, and you’ll see that objects that looked lonely on one scale are often surrounded with similar objects: our Sun is but one of the 200 billion stars the Milky Way Galaxy, which in turn is but one of about 50 galaxies in the Local Group, which in turn is one of 300-500 galaxy groups and clusters in the Laniakea Supercluster. But this is where the cosmic, fractal structure of hierarchically gravitationally bound objects ends. The largest structures we see in the universe—superclusters—enter into territory where gravity no longer reins, and all collections of matter at larger scales are subject to the expansion of the universe.

    These vast and massive superclusters are the objects of study of the authors of today’s paper. Clues to uncover the universe’s remaining secrets—such as the cosmological model and the processes that formed the present-day web—are encoded in the structures of superclusters. Superclusters are also the birthplaces of clusters, and the resultant structures therein. Thus the authors seek to study in detail such properties of superclusters. They turn to the closest collection of superclusters bursting with galaxies discovered in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), the eponym for the Sloan Great Wall (SGW) of galaxies, which contain galaxies spanning a redshift z of 0.04 to 0.12.

    Figure 1. Galaxy groups (circles) in the Sloan Great Wall. The groups have been color coded by the supercluster they were identified to be in. The size of the circles denotes the spatial extent of the group as we would see them in the sky. Note the elongated morphologies of the superclusters. Figure taken from today’s paper.

    The authors uncovered a rich hierarchy of structure in the Great Wall. They find five superclusters with a luminosity density cutoff, all massive—accounting for invisible gas and galaxies too faint to detect, they estimate that these superclusters range in mass from about 10 15 M to a few 10 16 M—one to ten thousand times the mass of the Milky Way. Two of the superclusters are visibly “rich” and contain 2000-3000 galaxies each (superclusters 1 and 2 in Figure 1), while three are “poor,” containing just a few hundred visible galaxies.

    Using a novel method to identify how the galaxies cluster, they find that each supercluster in turn contains highly dense “cores” of galaxies. The rich superclusters contain several cores with tens to hundreds of galaxy groups and range from 10 14 M to a few 10 15 M. These cores in turn contain galaxy clusters, comprising a single galaxy cluster or containing multiple clusters. Within these cores are what astronomers would consider the first “true” structures—extremely dense regions which no longer grow with the expansion of the universe but instead collapse into bound objects. The authors derive density profiles for the cores in the rich superclusters and find that the inner 8 час -1 Mpc (about 2000 times larger than the Milky Way час -1 denotes the normalized Hubble constant) of each core is or will soon be collapsing.

    The superclusters are lush with mysterious order beyond their spatial hierarchy. One of the rich superclusters (#1 in Figure 1) appears to have a filamentary shape and which contains many red, old galaxies. The other rich supercluster (#2) is more spidery, a conglomeration of chains and clusters of galaxies, all connected, and contains more blue, young galaxies. These differences in shape and color could indicate that the superclusters have different dynamical histories. The largest objects of our universe remain to be further explored!


    Our Home Supercluster, Laniakea, Is Dissolving Before Our Eyes

    On the largest cosmic scales of all, planet Earth appears to be anything but special. Like hundreds of billions of other planets in our galaxy, we orbit our parent star like hundreds of billions of solar systems, we revolve around the galaxy like the majority of galaxies in the Universe, we’re bound together in either a group or cluster of galaxies. And, like most galactic groups and clusters, we’re a small part of a larger structure containing over 100,000 galaxies: a supercluster. Ours is named Laniakea: the Hawaiian word for “immense heaven.”

    Superclusters have been found and charted throughout our observable Universe, where they’re more than ten times as rich as the largest known clusters of galaxies. Unfortunately, owing to the presence of dark energy in the Universe, these superclusters ⁠ — including our own ⁠ — are only apparent structures. In reality, they’re mere phantasms, in the process of dissolving before our very eyes.

    The Universe as we know it began some 13.8 billion years ago with the Big Bang. It was filled with matter, antimatter, radiation, etc. all the particles and fields that we know of today, and possibly even more. From the earliest instants of the hot Big Bang, however, it wasn’t simply a uniform sea of these energetic quanta. Instead, there were tiny imperfections ⁠ — at about the 0.003% level ⁠ — on all scales, where some regions had slightly more or slightly less matter-and-energy than average.

    In each one of these regions, a great cosmic race ensued. The race was between two competing phenomena:

    1. the expanding Universe, on one hand, which works to drive all the matter and energy apart,
    2. and gravitation, which works to pull all forms of energy together, causing massive material to clump and cluster together.

    With both normal matter and dark matter populating our Universe ⁠ — but not in sufficient quantities to cause the entire Universe to recollapse ⁠ — our Universe first forms stars and star clusters, with the first ones appearing when less than 200 million years have passed since the Big Bang. Over the next few hundred million years, structure begins to appear on larger scales, with the first galaxies forming, star clusters merging together, and even galaxies growing to attract matter from the lower-density regions nearby.

    As time continues to pass, and we cross from hundreds of millions of years to billions of years in our measurement of time since the Big Bang, galaxies gravitate together to form the Universe’s first galaxy clusters. With up to thousands of Milky Way-sized galaxies in them, massive mergers form giant elliptical behemoths at the cores of these clusters. At the modern extremes, galaxies like IC 1101 can grow to quadrillions of solar masses.

    On even larger spatial scales and even longer timescales, the cosmic web begins to take shape, with filaments of dark matter tracing out a series of interconnecting lines. The dark matter drives the gravitational growth of the Universe, while the normal matter interacts through forces other than gravity as well, leading to the formation of gas clumps, new stars, and even new galaxies on long enough timescales.

    Meanwhile, the space between the filaments ⁠ — the underdense regions of the Universe ⁠ — give up their matter to the surrounding structures, becoming great cosmic voids. Galaxies dot the filaments, and fall into the larger cosmic structures where multiple filaments intersect. On long enough timescales, the most spectacular nexuses of matter even begin attracting one another, causing galaxy groups and clusters to begin forming even larger structures: galactic superclusters.

    Superclusters are collections of:

    all connected by great cosmic filaments that trace out the cosmic web. Their gravitation mutually attract these components towards a common center-of-mass, where these large structures span hundreds of millions of light-years and contain upwards of 100,000 galaxies apiece.

    If all that we had in the Universe were dark matter, normal matter, black holes, neutrinos and radiation ⁠ — where the combined gravitational effects of these components fought against the Universe’s expansion ⁠ — superclusters would eventually reign supreme. Given enough time, these enormous structures would mutually attract to the point where they all merged together, creating one enormous, bound cosmic structure of unparalleled proportions.

    In our own local corner of the Universe, the Milky Way can be found in a small neighborhood we call our local group. Andromeda is our local group’s largest galaxy, followed by the Milky Way at #2, the Triangulum galaxy at #3, and perhaps 60 significantly smaller dwarf galaxies strewn out over a volume spanning a few million light-years in three dimensions. Our local group is one of many small-ish groups in our vicinity, along with the M81 group, the Sculptor group, and the Maffei group.

    Larger groups ⁠ — like the Leo I group or the Canes II group ⁠ — are also abundant in our nearby surroundings, containing around a dozen large galaxies apiece. But the most dominant nearby structure is the Virgo Cluster of galaxies, containing more than a thousand galaxies comparable in size/mass to the Milky Way, and located just 50–60 million light-years away. The Virgo cluster is the main source of mass in our nearby Universe.

    But the Virgo cluster itself is just one of a large number of galaxy clusters, themselves collections of hundreds to thousands of large galaxies, that have been mapped out in the nearby Universe. The Centaurus cluster, the Perseus-Pisces cluster, the Norma cluster and the Antlia cluster represent some of the densest and largest concentrations of mass close to the Milky Way.

    They conform very well to this idea of the cosmic web, where “strings” of galaxies and groups exist along the filaments connecting these large clusters, and with giant voids in space separating these mass-containing regions from one another. These voids are tremendously underdense, while the nexuses of these filaments are excessively overdense it’s very clear that on cosmic timescales, the underdense regions have given up the majority of their matter to the denser, galaxy-rich clusters.

    In our larger galactic neighborhood, going out for around one or two hundred million light-years, all of these clusters (excepting Perseus-Pisces, which lies on the other side of a nearby void) appear to have filaments with galaxies and galactic groups between them. It appears to make up a much larger structure, and if you sum up every galaxy in it ⁠ — large and small ones alike ⁠ — we fully anticipate that the total number should exceed 100,000.

    This is the collection of matter that we refer to as Laniakea: our local supercluster. It links up our own massive cluster, the Virgo cluster, with the Centaurus cluster, the Great Attractor, the Norma Cluster and many others. It’s a beautiful idea that represents structures on scales larger than a visual inspection would reveal. But there’s a problem with the idea of Laniakea in particular and with superclusters in general: these are not real, bound structures, but only apparent structures that are currently in the process of dissolving away entirely.

    Our Universe isn’t just a race between an initial expansion and the counteracting gravitational force caused by matter and radiation. In addition, there’s also a positive form of energy that’s inherent to space itself: dark energy. It causes the recession of distant galaxies to speed up as time goes on. And ⁠ — perhaps most importantly ⁠ — it gets more important on larger scales and at later times, which is particularly relevant for the existence of superclusters.

    If there were no dark energy, Laniakea would most certainly be real. Over time, its galaxies and clusters would all mutually mutually attract, leading to an enormous grouping of 100,000+ galaxies, the likes of which our Universe has never seen. Unfortunately, dark energy became the dominant factor in our Universe’s evolution approximately 6 billion years ago, and the various components of the Laniakea supercluster are already accelerating away from one another. Every component of Laniakea, including every independent group and cluster mentioned in this article, is not gravitationally bound to any other.

    Every supercluster that we’ve ever identified are not only gravitationally unbound from one another, but they themselves are not gravitationally bound structures. The individual groups and clusters within a supercluster are unbound, meaning that as time goes on, each structure presently identified as a supercluster will eventually dissociate. For our own corner of the Universe, the Local Group will never merge with the Virgo cluster, the Leo I group, or any structure larger than our own.

    On the largest cosmic scales, enormous collections of galaxies spanning vast volumes of space appear to be real ⁠ — the Universe’s superclusters ⁠ — but these apparent structures are ephemeral and transient. They are not bound together, and they will never become so. In fact, if a structure had not already accumulated enough mass 6 billion years ago to become bound, when dark energy first dominated the Universe’s expansion, it never will. Billions of years from now, the individual supercluster components will be torn apart by the Universe’s expansion, forever adrift as lonesome islands in the great cosmic ocean.


    Categories

    Statistics

    Active galaxies pour out lots of energy, due to their central supermassive black holes gobbling down matter. Galaxies tend not to be loners, but instead exist in smaller groups and larger clusters. Our Milky Way is part of the Local Group, and will one day collide with the Andromeda galaxy. Clusters of galaxies also clump together to form superclusters, the largest structures in the Universe. In total, there are hundreds of billions of galaxies in the Universe.

    Table of Contents
    Black Holes at the Center of Galaxies 2:26
    Galaxies Are a Part of Small/Large Clusters 9:47
    The Milky Way is Part of the Local Group 6:45
    Galaxy Clusters Clump Together to Create Superclusters 11:03
    Hundreds of Billions of Galaxies 12:39

    PHOTOS/VIDEOS
    Galactic Wreckage in Stephan's Quintet http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/25/image/x/ [credit: NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team]
    Best image of bright quasar 3C 273 http://www.spacetelescope.org/images/potw1346a/ [credit: ESA/Hubble & NASA]
    Nearby Quasar 3C 273 http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/03/image/a/ [credit: NASA, M. Clampin (STScI), H. Ford (JHU), G. Illingworth (UCO/Lick Observatory), J. Krist (STScI), D. Ardila (JHU), D. Golimowski (JHU), the ACS Science Team, J. Bahcall (IAS) and ESA]
    Gamma Rays http://chandra.harvard.edu/photo/2014/archives/archives_herca.jpg [credit: X-ray: NASA/CXC/SAO, Optical: NASA/STScI, Radio: NSF/NRAO/VLA]
    Black hole (artist's impression) http://www.spacetelescope.org/videos/hst15_black_hole2/ [credit: ESA/Hubble (M. Kornmesser & L. L. Christensen)]
    Matter accreting around a supermassive black hole (artist's impression) http://www.spacetelescope.org/videos/hubblecast43c/ [credit: ESA/Hubble (M. Kornmesser)]
    Artist’s animation of galaxy with jets from a supermassive black hole http://www.spacetelescope.org/videos/heic1511a/ [credit: ESA/Hubble, L. Calçada (ESO)]
    NASA's Swift Finds 'Missing' Active Galaxies https://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=10698 [credit: NASA/Goddard Space Flight Center]
    Sagittarius A*: NASA's Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way's Black Hole http://chandra.harvard.edu/photo/2015/sgra/ [credit: NASA/CXC/Amherst College/D.Haggard et al]
    NASA Hubble Sees Sparring Antennae Galaxies https://www.nasa.gov/content/goddard/nasa-hubble-sees-sparring-antennae-galaxies [credit: Hubble/European Space Agency]
    A New Dawn http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11011 [credit: NASA, ESA, G. Besla (Columbia University) and R. van der Marel (STScI)]
    Galaxy Sky http://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a010000/a011000/a011011/hs-2012-20-h-full_1920x1080.jpg [credit: NASA, ESA, Z. Levay and R. van der Marel (STScI) T. Hallas, and A. Mellinger]
    Virgo Cluster http://deepskycolors.com/astro/2015/06/RBA_VirgoCluster3p_2048.jpg [credit: Rogelio Bernal Andreo]
    Cosmic Clumps http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11445 [credit: NASA's Scientific Visualization Studio]
    Laniakea: Our Home Supercluster of Galaxies http://apod.nasa.gov/apod/ap140910.html [credit: R. Brent Tully (U. Hawaii) et al., SDvision, DP, CEA/Saclay]
    Webb Science Simulations http://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a010000/a010600/a010663/index.html [credit: NASA/Goddard Space Flight Center and the Advanced Visualization Laboratoy at the National Center for Supercomputing Applications]
    Hubble Deep Field https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5f/HubbleDeepField.800px.jpg [credit: R. Williams (STScI), the Hubble Deep Field Team and NASA]
    Hubble Ultra Deep Field 2014 http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/27/image/a/ [credit: NASA, ESA, H. Teplitz and M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University), and Z. Levay (STScI)]

    Intro (0:00)

    Hey Astronomers! Phil Plait here.

    In our last episode I talked about galaxies - vast collections of gas, dust, and upwards of hundreds of billions of stars. We live in one, The Milky Way, a gigantic disk galaxy with sprawling spiral arms. Other galaxies are elliptical or irregular or peculiar, but those are classifications based on shape.

    We also classify galaxies on their behavior, and sometimes even on their location and mass. To understand why, we have to take a step back and look at the environments in which galaxies sometimes find themselves. And if you thought galaxies were big and powerful, well, I'm about to crush your brain again.

    Active Galaxies (0:52)

    In the 1960s, a peculiar object was found called 3C273. Through optical telescopes it looked like an unassuming blue star, but through a radio telescope it was seen to be ablaze with light - a luminous powerhouse. Stars didn't blast out that much radio radiation, so this was baffling. The mystery deepened when spectra of 3C273 were taken. It wasn't a star it was an entire galaxy, and not just any galaxy, but one very very far away - well over 2 billion light years.

    Far from being some dim thing, 3C273 revealed itself to be the most luminous object in the universe ever seen at that time. It blasts out over 4 trillion times the energy the Sun does. And yet it appears star-like, a mere dot in the sky. Because of this, it was dubbed a "quasi-stellar radio source," which is pretty underwhelming for the most powerful energy source in the entire cosmos.

    Happily, the name was shortened to "quasar," which you'll admit, is way cooler. Once 3C273 became known, lots more such objects were found. With the advent of x-ray observatories launched into space, even more energetic point sources were found, which is amazing. X-rays are a very high-energy flavor of light, and it takes a lot of power to make them.

    Eventually, galaxies like these were even found to be blasting out gamma rays, the very highest energy kind of light. Clearly, these were no regular galaxies. Astronomers gave them the generic name active galaxies and classified them into various sub-categories depending on how they emitted their light and what kind of spectra they had.

    But what could power these immensely energetic galaxies? It turns out, to create that kind of energy, you need to have an object with a lot of gravity. And what kind of object has a lot of gravity? (sinister laugh)

    In the 1980s, astronomers were getting suspicious that all large galaxies had very massive black holes in their cores. In fact, one of the reasons the Hubble space telescope was built and launched was to explore this idea and characterize (that is, find out as much as it could about) these black holes.

    Over time, we found this idea is absolutely correct. Every big galaxy we see appears to have a huge black hole in its heart. Even the smallest is a monster, with millions of times the Sun's mass, and some tip the cosmic scale at billions of solar masses.

    We now think that these supermassive black holes form at the same time galaxies do. As the material coalesces to create a galaxy, some falls to the center and feeds the black hole there. It grows as its host galaxy does.

    But I can hear you thinking, "Hey Phil, don't black holes suck down everything, even light itself? How could they power active galaxies, the brightest objects in the universe?" Ah, you can't escape from a black hole once you fall all the way in. Just outside the black hole's event horizon things can still get out.

    If a black hole is sitting all by its lonesome out in space it's, well, black. But if matter (like gas, dust, or even whole stars) falls into the black hole, it can be shredded by the fierce gravity. This material forms a flat disk called an accretion disk, the matter swirling madly at ferocious speeds before falling in, like water down a bathtub drain.

    Stuff closer to the black hole orbits faster than stuff farther out. This means material in the disk rubs together and heats up, just like rubbing your hands on a cold day warms them up via friction. But around a black hole, the orbital speeds are near the speed of light. Try rubbing your hands together at a couple of hundred thousand kilometers per second and see how much heat you make.

    So friction and other forces heat the material falling in to millions of degrees - so hot that it blasts out light across the electromagnetic spectrum, and that's what powers active galaxies. The black hole is the energy source, but the matter falling into it is the actual light bulb. Active galaxies are so bright, they can be seen clear across the universe.

    Not only that, but some active galaxies have jets. Magnetic fields coupled with the incredible rotation of the accretion disks can launch twin beams of matter and energy directly away from the black hole along the poles of the disk. These beams pack a huge wallop, traveling for hundreds of thousands of light-years. Eventually they slow down as they ram through the thin material between galaxies, but when they do they puff up. They look like huge cotton swabs, which glow in radio waves.

    Active galaxies can look pretty different from each other, and we now think that's due to our viewing angle on their accretion disk. When we see it edge on, the thick dust in the disk blocks the intense highest-energy light, but we do see lots of infrared as the radiation from the disk heats up clouds of dust around it. If the accretion disk is tipped a bit to our line of sight, we see more optical and high-energy light from it. And if the poles are aimed right at us, all that ridiculously energetic x- and gamma ray light can be seen.

    The Milky Way has a supermassive black hole in its heart too, with a mass of over 4 million times the Sun's. That might sound huge, but remember, the galaxy has hundreds of billions of stars in it. The black hole is only a teeny tiny fraction of the total mass of the Milky Way. Our black hole is quiescent (that is, not actively feeding) so we're not an active galaxy. Every now and again we'll see a flare from it as it swallows down a gas cloud or something like that, but nowhere near what's needed to switch it fully on. Happily, we appear to be safe from any tantrums it might throw. But that may not always be the case.

    One way to flip such a black hole from milquetoast to monster is through galactic collisions. When two galaxies collide, a lot of gas can be dumped into their centers where it can be gobbled down and heated up. We do see a lot of evidence that active galaxies are disturbed, as if they recently collided. So, could that happen to us?

    Yes, yes it can. In fact, it will, but not for a few billion more years. To understand that, we have to take a small step back. Well, actually a huge step back - a few million light years - and take a look at where galaxies live.

    Local Group (6:45)

    Our Milky Way isn't alone. It's part of a small knot of galaxies we call (in long, boring astronomical nomenclature tradition) the Local Group. It consists of a few dozen galaxies, most of which are small and dim, so faint that we're still discovering them. Two galaxies completely overpower the group: the Milky Way and the Andromeda Galaxy. The Local Group is elongated, almost dumbbell-shaped, with the Milky Way on one side and Andromeda on the other.

    In the past, the Local Group probably had lots more galaxies, but over the eons the two big galaxies ate them all, growing huge. Andromeda is bigger than we are and has more stars, but honestly we're both pretty big as galaxies go. And someday, we'll be bigger.

    The Andromeda Galaxy is about 2.5 million light years away, close enough that it can be seen by the naked eye on dark nights - the most distant object easily seen without aid. Spectra taken of Andromeda reveal an interesting fact. It's headed right for us!

    Its spectrum is blue-shifted, meaning it's approaching us, and it's doing so at quite a clip - about 100 km per second. That's fast, but 2.5 million light years is a long way. The collision is inevitable, but it won't happen for several billion years.

    When it does, both galaxies will stretch out due to galactic tides, forming long curving streamers of stars. They may pass by each other during the first pass, but over the next few hundred million years, they'll slow, fall back toward each other, and merge. They'll then form one much larger galaxy, probably an elliptical which astronomers have called "Milkomeda." I know that's awful, but if you can come up with a better name, let us know.

    Anyway, although this won't happen for billions of years, that's still long before the Sun dies. The Earth may still be around when the galaxies collide. It's not clear what will happen to us. The Sun may continue to lazily orbit the core of the new galaxy, or it may move farther in toward the center, or farther out in the galactic suburbs.

    And here's another fun fact: Andromeda has a gigantic black hole in its core too, which has 40 million solar masses - ten times the mass of ours. When the galaxies merge, the two monsters will probably go into orbit around one another. Not only that, but any gas and dust left over from star formation during the collision may fall toward the center of Milkomeda where the two black holes will gobble them down, and may turn the galaxy into an active one. Hopefully any death rays launched from that will miss Earth. But that won't happen for like 4 billion years anyway. I'm not too concerned over the fate of the Earth at that point.

    Galaxy Clusters and Superclusters (9:14)

    I feel that right now is a good time to give you a heads up. We're about to take a very VERY big step. Up to this point in the series, we've talked about some very big distances, millions or billions of kilometers to the planets, trillions of kilometers to the stars, and then jumping to thousands of light years (quadrillions or quintillions of kilometers) when talking about the galaxy itself.

    But those distances are as nothing when you start talking about intergalactic trips. We're about to venture out into the greater universe, and things are about to get very large.

    When we step outside our Milky Way, we find that a few galaxies have clumped together to form the Local Group. But as we look farther out into the universe, we see that galaxies tend to clump together on larger scales as well. Many are in small groups like ours, but sometimes they aggregate into much larger galaxy clusters. A typical galaxy cluster is a few tens of millions of light years across and can contain thousands of galaxies.

    The nearest one to us is the Virgo Cluster located about 50 million light years away in the direction of the constellation Virgo. It has well over a thousand galaxies in it, maybe twice that much. It may have as many as a quadrillion stars in it.

    Like star clusters, galaxies and galaxy clusters are bound to the cluster by their own mutual gravity, and move through the cluster on long orbits that can take billions of years to complete. Thousands of clusters are known, and they contain every kind of galaxy imaginable: spirals, ellipticals, irregulars, peculiars, active galaxies.

    In many clusters, a huge elliptical galaxy sits right at the very center. This is probably the result of collisions between smaller galaxies. When they smack into each other, their velocities through the cluster tend to cancel out, like two cars hitting head-on and stopping, so they fall to the center. As more mass falls to the center, the galaxy there grows huge. As mind-boggling as this all is, we're not done.

    Surveys of the sky have revealed that not only do galaxies clump together in clusters, but clusters themselves fall into even bigger groups called superclusters.

    A supercluster usually has several dozen clusters making it up and are hundreds of millions of light years across. Our Local Group is near the Virgo Cluster, and both are part of the Virgo Supercluster. Recent observations indicate the Virgo Supercluster is actually only an appendage of the even larger Laniakea Supercluster, which may have 100,000 galaxies in it, stretching across 500 million light years.

    This new result is a bit controversial. I mean, it's hard to know exactly how big such a structure is, especially when we're inside it. But it gives you an idea of the vast sizes and distances we're talking about here.

    Superclusters themselves aren't just randomly distributed through the universe either. They appear to fall along tremendously long, interconnected and intersecting filaments, making the universe appear almost foamy on the biggest scales, like a sponge. In between the filaments are vast regions relatively empty of galaxies called voids.

    This cosmic, large-scale structure - its size, shape, distribution of matter, and more - holds clues to some of the biggest questions we can ask: What is the universe made of? How did it start? What is its eventual fate? These are questions we'll get to in future episodes very soon, and I promise you they'll stretch your mind like nothing you've ever encountered before.

    Hubble Deep Space (12:28)

    But before we wrap up, there's one more thing I want you to see. When you look at all these pictures of galaxies, of clusters, of superclusters, a question pops up: How many galaxies are there? Can we count them all?

    To help answer that question, back in the 1990s, astronomers used the Hubble Space Telescope. They pointed it toward the emptiest part of the sky they could, a spot with little or no stars, nebulae or galaxies in it. They then let it stare, simply collecting light from whatever it could see, letting light accumulate until incredibly faint objects could be detected.

    And what did it find? Wonder. Pure simple wonder. Oh yeah, and THOUSANDS of galaxies.

    This is the Hubble Deep Field. Mind you, the area of sky you see here is roughly the same as the apparent size of a grain of sand held in your palm with your arm outstretched. And yet, in that tiny section of sky, there are thousands of galaxies. Essentially everything you see in that image is a galaxy - a huge collection of gas, dust, and billions of stars.

    The Deep Field was repeated in different parts of the sky, and the result was always the same - crowds of galaxies, jostling for position, crammed together even in a tiny slice of the heavens. You can count all the galaxies in these deep fields, and then use them to extrapolate to the entire sky, giving you the total number of galaxies in the universe. And what do you get? Well, give or take, 100,000,000,000 galaxies. A hundred billion. And each with billions of stars.

    The universe is mind-crushingly huge, and yet here we are a part of it, learning more about it all the time. It's easy to think the universe is too big to comprehend, and makes us seem tiny and insignificant in comparison. To me, the opposite is true it's our curiosity about this enormous cosmos that makes us significant. We yearn to learn more, to seek out knowledge. that doesn't make us small, it makes us vast.

    Recap (14:24)

    Today you learned that active galaxies pour out lots of energy due to their central supermassive black holes gobbling down matter. Galaxies tend not to loners, but instead exist in smaller groups and larger clusters. Our Milky Way is part of the Local Group and will one day collide with the Andromeda Galaxy. Clusters of galaxies also clump together to form superclusters - the largest structures in the universe. In total, there are hundreds of billions of galaxies in the universe.

    Credits (14:50)

    tab to toggle keyboard shortcuts.
    [ (left bracket): go back five seconds
    ] (right bracket): go forward five seconds
    = (equals): insert a timestamp
    (backslash): play or pause the video

    Flagging a point in the video using (?) will make it easier for other users to help transcribe. Use it if you're unsure what's being said or if you're unsure how to spell what's being said.