مجموعات وعناقيد المجرات

تُعدّ مجموعات وعناقيد المجرات أكبر الأجسام المرتبطة جاذبيًا المعروفة التي نشأت حتى الآن في عملية تكوين البنية الكونية. ^{[ 2 ]} وهي تُشكّل الجزء الأكثر كثافة من البنية واسعة النطاق للكون . في نماذج التكوين الجاذبي للبنية مع وجود المادة المظلمة الباردة ، تنهار أصغر البنى أولًا، لتُشكّل في النهاية أكبر البنى، وهي عناقيد المجرات. تتشكل هذه العناقيد في فترة حديثة نسبيًا، بين 10 مليارات سنة مضت والآن. قد تحتوي المجموعات والعناقيد على عشرات إلى آلاف المجرات الفردية. غالبًا ما ترتبط هذه العناقيد بمجموعات أكبر غير مرتبطة جاذبيًا، تُسمى العناقيد العملاقة .

تُعدّ مجموعات المجرات أصغر تجمعات المجرات. وعادةً ما تحتوي على ما لا يزيد عن 50 مجرة ​​في قطر يتراوح بين 1 و2 ميغابارسيك (Mpc) (انظر 10²² متر للمقارنة). وتبلغ كتلتها حوالي ^10¹³ كتلة شمسية . ويبلغ تباين سرعات المجرات الفردية حوالي 150 ^كم /ث. مع ذلك، ينبغي استخدام هذا التعريف كدليل إرشادي فقط، إذ تُصنّف أنظمة مجرية أكبر وأكثر كتلة أحيانًا ضمن مجموعات المجرات. ^{[ 4 ]} تُعدّ المجموعات أكثر تراكيب المجرات شيوعًا في الكون، إذ تُشكّل ما لا يقل عن 50% من المجرات في الكون المحلي. وتتراوح كتلة المجموعات بين كتلة المجرات الإهليلجية الكبيرة جدًا وكتلة عناقيد المجرات. ^{[ 5 ]} 

مجرتنا، درب التبانة ، تقع ضمن المجموعة المحلية التي تضم أكثر من 54 مجرة. ^{[ 6 ]}

في يوليو 2017، حدد كل من إس. بول، وآر إس جون، وآخرون معايير تمييز واضحة لتصنيف تجمعات المجرات إلى "مجموعات مجرية" و"عناقيد" استنادًا إلى قوانين القياس التي اتبعوها. ^{[ 7 ]} ووفقًا لهذه الورقة البحثية، تُصنف تجمعات المجرات التي تقل كتلتها عن 8 × ^10¹³ كتلة شمسية على أنها مجموعات مجرية.

تُعدّ العناقيد أكبر من المجموعات المجرية، مع أنه لا يوجد خط فاصل واضح بينهما. عند رصدها بصريًا، تبدو العناقيد وكأنها تجمعات من المجرات مترابطة بفعل قوى التجاذب المتبادلة. إلا أن سرعاتها عالية جدًا بحيث لا تسمح لها بالبقاء مرتبطة جاذبيًا بفعل قوى التجاذب المتبادلة، مما يشير إلى وجود عنصر كتلي إضافي غير مرئي، أو قوة جذب أخرى إلى جانب الجاذبية. وقد كشفت دراسات الأشعة السينية عن وجود كميات كبيرة من الغاز بين المجرات يُعرف بالوسط بين العناقيد . هذا الغاز شديد الحرارة، إذ تتراوح درجة حرارته بين 10⁷ ^و10⁸ كلفن ^، ولذا يُصدر أشعة سينية على شكل أشعة كبح وانبعاث خطوط ذرية .

تزيد الكتلة الإجمالية للغاز عن كتلة المجرات بنحو الضعف. ومع ذلك، لا تزال هذه الكتلة غير كافية لإبقاء المجرات داخل العنقود. وبما أن هذا الغاز في حالة توازن هيدروستاتيكي تقريبي مع مجال جاذبية العنقود ككل، فإنه يمكن تحديد توزيع الكتلة الإجمالية. وقد تبين أن الكتلة الإجمالية المستنتجة من هذا القياس أكبر بست مرات تقريبًا من كتلة المجرات أو الغاز الساخن. يُعرف المكون المفقود بالمادة المظلمة ، وطبيعته غير معروفة. في عنقود نموذجي، ربما لا تتجاوز نسبة المجرات 5% من الكتلة الإجمالية، وربما 10% على شكل غاز ساخن ينبعث منه أشعة سينية، أما الباقي فهو مادة مظلمة. استخدم براونشتاين وموفات ^{[ 8 ]} نظرية الجاذبية المعدلة لتفسير كتل عناقيد الأشعة السينية دون وجود المادة المظلمة. وتُعد رصدات عنقود الرصاصة أقوى دليل على وجود المادة المظلمة. ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]} ومع ذلك، فقد أظهر براونشتاين وموفات ^{[ 12 ]} أن نظرية الجاذبية المعدلة الخاصة بهم يمكن أن تفسر أيضًا خصائص المجموعة.

تم العثور على تجمعات من المجرات في المسوحات باستخدام عدد من التقنيات الرصدية، وتمت دراستها بالتفصيل باستخدام العديد من الطرق:

• التصوير المرئي أو الأشعة تحت الحمراء : يمكن دراسة المجرات الفردية في العناقيد المجرية باستخدام التصوير الطيفي المرئي أو الأشعة تحت الحمراء. تُكتشف عناقيد المجرات بواسطة التلسكوبات المرئية أو الأشعة تحت الحمراء من خلال البحث عن مناطق ذات كثافة عالية، ثم يتم تأكيد وجودها بالعثور على عدة مجرات عند انزياح أحمر مماثل . تُعد عمليات البحث بالأشعة تحت الحمراء أكثر فائدة للعثور على العناقيد الأبعد ( ذات الانزياح الأحمر الأعلى ).
• الأشعة السينية : ينبعث من البلازما الساخنة أشعة سينية يمكن رصدها بواسطة تلسكوبات الأشعة السينية . ويمكن دراسة غاز العنقود باستخدام كلٍ من التصوير بالأشعة السينية والتحليل الطيفي للأشعة السينية. وتُعدّ العناقيد المجرية بارزةً في مسوحات الأشعة السينية، وهي، إلى جانب النوى المجرية النشطة، من ألمع الأجسام خارج المجرة التي تُصدر الأشعة السينية.
• الراديو : تم رصد عدد من البنى المنتشرة التي تبعث موجات راديوية في التجمعات المجرية. وقد استُخدمت مجموعات من مصادر الراديو (التي قد تشمل بنى منتشرة أو نوى مجرية نشطة) كمؤشرات لتحديد مواقع التجمعات. عند الانزياح الأحمر العالي، استُخدم التصوير حول مصادر الراديو الفردية (في هذه الحالة النوى المجرية النشطة) للكشف عن التجمعات الأولية (التجمعات التي لا تزال في طور التكوين).
• تأثير سونيايف-زيلدوفيتش : تعمل الإلكترونات الساخنة في الوسط بين العناقيد على تشتيت الإشعاع من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي من خلال تشتت كومبتون العكسي . ينتج عن ذلك "ظل" في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي المرصود عند بعض الترددات الراديوية.
• العدسات الجاذبية : تحتوي عناقيد المجرات على كمية كافية من المادة لتشويه التوجهات المرصودة للمجرات التي تقع خلفها. ويمكن استخدام التشوهات المرصودة لنمذجة توزيع المادة المظلمة في العنقود.

تُعدّ تجمعات المجرات أحدث وأضخم الأجسام التي نشأت في التكوين الهرمي للكون، ودراسة هذه التجمعات تُطلعنا على كيفية تشكّل المجرات وتطورها. تتميز التجمعات بخاصيتين هامتين: كتلتها الكبيرة التي تسمح لها باحتواء أي غاز عالي الطاقة مُقذوف من المجرات الأعضاء، وإمكانية رصد الطاقة الحرارية للغاز داخل التجمع ضمن نطاق الأشعة السينية. تتحدد حالة الغاز المرصودة داخل التجمع بمزيج من التسخين الناتج عن الصدمات أثناء التراكم، والتبريد الإشعاعي، والتغذية الراجعة الحرارية الناجمة عن هذا التبريد. وبالتالي ، فإن كثافة ودرجة حرارة وبنية غاز الأشعة السينية داخل التجمع تُمثل التاريخ الحراري الكامل لتكوّن التجمع. لفهم هذا التاريخ الحراري بشكل أفضل، من الضروري دراسة إنتروبيا الغاز، لأنها الكمية الأكثر تأثرًا بزيادة أو نقصان الطاقة الحرارية للغاز داخل التجمع. ^{[ 14 ]}

• كرافتسوف، أ. ف.؛ بورغاني، س. (2012). "تكوين عناقيد المجرات". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 50 : 353-409 . arXiv : 1205.5556 . Bibcode : 2012ARA & A..50..353K . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125502 . S2CID 119115331 .