Межгалактическое пространство

Межгалактическое пространство заполнено множеством разнообразных компонентов, к которым относятся обычное (барионное и лептонное) вещество и физические поля, описываемые Стандартной моделью физики элементарных частиц, а также тёмная материя и тёмная энергия, которые имеют пока не известную физическую природу и не описываются Стандартной моделью (их иногда объединяют под общим названием «скрытая масса»^[3] или «тёмный сектор»^[4]). Бóльшую часть всей массы Вселенной (95%) составляет именно тёмный сектор^[5], в то время как на обычную материю приходится не более 5%^[6][7].

Наиболее изученным компонентом межгалактической среды является крайне разреженный, горячий и ионизованный межгалактический газ (плазма), состоящий преимущественно из водорода и гелия^[2]. Межгалактический газ в свою очередь подразделяют на две составляющие: горячий газ внутри скоплений галактик и тёпло-горячая межгалактическая среда, заполняющая пространство филаментов между скоплениями галактик^[5] (также можно выделить газ внутри космических пустот^[8], расположенный между филаментами и сверхскоплениями галактик). Основная часть всего барионного вещества Вселенной (то есть вещества, состоящего из известных частиц, описываемых Стандартной моделью) существует именно в виде межгалактического газа^[2][9][5]. На долю тёпло-горячей межгалактической среды приходится 40—50 % всего барионного вещества^[10]. В скоплениях галактик, массы которых достигают 10¹⁴—10¹⁵ M_⊙, бóльшая часть барионов находится не в самих галактиках, а в горячем газе между ними^[11].

Химический состав межгалактического газа разнообразен. Помимо водорода и гелия в нём обнаружены ионы углерода, азота, кислорода, серы и различных металлов^[9]. Обогащение межгалактического газа химическими элементами тяжелее гелия может происходить за счёт выбросов газа из отдельных галактик в процессе интенсивного звездообразования, приливных взаимодействий галактик или активности их ядер^[2][6]. Также возможно, что первые (догалактические) звёзды обогатили первичный газ тяжёлыми химическими элементами ещё до образования галактик и их скоплений^[12]. В спектре газа, заполняющего крупномасштабные космические пустоты (войды) также обнаружены абсорбционные линии ионов углерода, азота и кремния^[8].

Межгалактический газ очень неоднороден по плотности и температуре. Он концентрируется в основном в филаментах, скоплениях и группах галактик^[2]. Некоторая его часть сосредоточена в межгалактических облаках, сильно различающихся между собой по плотности и температуре^[9]. В окрестности некоторых галактик (в том числе нашей) обнаружены облака сравнительно холодного нейтрального (не ионизованного) атомарного водорода^[2]. Характерная концентрация частиц межгалактического газа в скоплениях галактик ${\displaystyle n\sim 10^{-4}\!-\!10^{-3}\ {\text{см}}^{-3}}$^[13][14], то есть одна частица вещества (протон, электрон или атомное ядро гелия) приходится на 1—10 дм^3[9]. Учитывая, что масса атомного ядра ${\displaystyle m_{0}\sim 10^{-27}\ {\text{кг}}}$, данная концентрация соответствует значениям плотности ${\displaystyle \rho \sim m_{0}n\sim 10^{-25}\!-\!10^{-24}\ {\text{кг/м}}^{3}}$^[2]. Несмотря на столь низкую плотность, межгалактический газ описывается законами газодинамики и термодинамики; он может оказывать ощутимое давление на межзвёздную среду в галактиках^[2], деформировать диски спиральных галактик и выметать из них межзвёздный газ^[11]. В газовых гало, окружающих галактики, концентрация газа примерно на порядок выше: 1 атом на 10²—10³ см^3[15] (т. е. на 0,1—1 дм³). В космических войдах концентрация газа ${\displaystyle n\sim 10^{-5}\ {\text{см}}^{-3}}$^[8] (1 частица на 100 дм³, или порядка 10 частиц в 1 м³), что в 10—100 раз меньше, чем в скоплениях галактик.

Температура межгалактического газа составляет от ~10⁵ К в войдах^[8] и филаментах между скоплениями галактик^[2] до ~10⁷—10⁸ К внутри скоплений галактик^[2][16][5]. При столь высокой температуре газ испускает жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение, вследствие чего его можно наблюдать с помощью рентгеновских телескопов^[5] (рис. 1).

Нагрев межгалактического газа может осуществляться галактическим ветром (потоками горячего газа, истекающими из гало галактик в межгалактическое пространство^[15]) и излучением активных ядер галактик (источником энергии которого является аккреция вещества на сверхмассивные чёрные дыры в центрах галактик)^[9][18]. Кроме того, процессы аккреции, слияния галактик, звездообразование в галактиках и активность их ядер порождают в межгалактическом газе бесстолкновительные ударные волны^[10] (т. е. такие ударные волны, толщина фронта которых значительно меньше длины свободного пробега частиц^[19]). Ударные волны преобразуют часть гравитационной энергии в тепловое и нетепловое излучение барионного и лептонного вещества и тем самым служат ещё одним источником энергии, обеспечивающим нагрев межгалактического газа и испускание им излучения^[10]. Из-за низкой плотности межгалактического газа характерное время его остывания очень велико, вследствие чего горячий газ в скоплениях галактик может сохранять высокую температуру миллиарды лет даже при отсутствии постоянно действующих источников нагрева^[2].

В окрестностях галактик присутствует небольшое количество межгалактической пыли. Её появление там связано с тем, что взрывы сверхновых и звёздный ветер, испускаемый массивными звёздами, выметают межзвёздный газ из некоторых галактик и вместе с газом может выметаться и межзвёздная пыль. Кроме того, пыль может выталкиваться из галактик давлением света звёзд^[20][21]. Пыль наблюдается на расстояниях от галактик, в десятки раз превышающих их собственные размеры^[20] и достигающих нескольких мегапарсеков^[21]. В гало галактик содержание пыли может быть сопоставимо с её содержанием в галактических дисках^[21]. Часть пыли в межгалактическом пространстве может существовать в виде межгалактических пылевых облаков^[22][23]. Межгалактическая пыль влияет на наблюдения других галактик и квазаров, ослабляя свет от внегалактических источников и смещая их цвет в красную область спектра^[20][21]. Этот факт может влиять на интерпретацию наблюдательных данных, важных для космологии (например, касающихся далёких сверхновых звёзд Ia типа, используемых для изучения динамики расширения Вселенной и тёмной энергии)^[20]. Поэтому при анализе наблюдательных данных необходимо учитывать межгалактическое поглощение света пылью^[21].

В пространстве между галактиками в группах и скоплениях галактик присутствует также некоторое количество межгалактических звёзд, покинувших галактики или возникших в межгалактическом пространстве из холодного газа, потерянного галактиками (главным образом, в результате взаимодействий между ними)^[2].

Межгалактическое пространство также пронизывается внегалактическими космическими лучами — потоками высокоэнергичных заряженных частиц^[2] (преимущественно протонов), которые возникли в объектах за пределами нашей Галактики (например, в активных ядрах галактик) и распространяются с очень высокими скоростями и ультрарелятивистскими энергиями, превышающими 10¹⁸ эВ^[24].

Помимо космических лучей в межгалактическом пространстве распространяются потоки нейтрино^[2]. Часть этих нейтрино были рождены во внегалактических объектах (например, в активных ядрах галактик^[25], блазарах^[26] и др.), а часть являются реликтовыми (космологическими) — родившимися на самых ранних стадиях эволюции Вселенной^[27]. Согласно расчётам, реликтовые нейтрино заполняют пространство Вселенной со средней концентрацией 300—400 см^–3[28].

Межгалактическое пространство заполнено также электромагнитными волнами. Этот компонент включает в себя как электромагнитное излучение конкретных астрофизических объектов (в том числе межгалактического газа), так и реликтовое излучение, которое образовалось в ранней Вселенной и однородно заполняет всё её пространство, распространяясь во всех направлениях почти изотропно. В каждом кубическом сантиметре пространства содержится около 415 фотонов реликтового излучения^[29].

В межгалактическом пространстве внутри скоплений галактик и филаментов присутствуют магнитные поля^[30][31]. В скоплениях галактик их магнитная индукция составляет в среднем ~1—10 мкГс; в центральных областях скоплений она обычно равна 10—30 мкГс, а в некоторых случаях достигает 70 мкГс. При таких значениях давление магнитного поля превышает давление межгалактического газа, которое оценивается с помощью рентгеновских наблюдений. Это означает, что межгалактические магнитные поля могут играть существенную роль в динамике скоплений галактик^[32][30]. В филаментах индукция магнитного поля в современную эпоху находится в интервале 10—60 нГс^[31].

Кроме того, анализ гамма-излучения блазаров и гамма-всплесков указывает на существование межгалактических магнитных полей и внутри войдов. Точное значение их магнитной индукции неизвестно, однако её нижняя граница составляет, по разным оценкам, 10^–17—10^–15 Гс при длине когерентности 1 Мпк (или больше при меньших длинах когерентности)^[33][34][35]. Верхняя граница, установленная по наблюдению фарадеевского вращения плоскости поляризации электромагнитного излучения, испускаемого далёкими внегалактическими объектами и проходящего через межгалактическую среду по пути к Земле, находится на уровне ~10^–9 Гс^[36].

Существуют различные гипотезы происхождения межгалактических магнитных полей: это могут быть либо космологические магнитные поля, которые образовались в ранней Вселенной, до эпохи рекомбинации, и сохранились по сей день (т. н. первичные, или реликтовые магнитные поля), либо астрофизические магнитные поля, сгенерированные в более поздние эпохи^[37][38]. Поскольку на протяжении большей части эволюции Вселенной космическая среда обладала высокой электропроводностью, магнитные поля, возникшие во время Большого взрыва или позже, могли сохраниться до настоящего времени^[32]. Первичные магнитные поля, если они существовали, могли оказывать влияние как на геометрию Вселенной, так и на различные процессы, протекающие в ней (например, бариогенез, первичный нуклеосинтез и формирование крупномасштабной структуры Вселенной)^[32].

Считается, что в галактиках и скоплениях галактик первичные магнитные поля (если они существовали) впоследствии были усилены астрофизическими процессами (в первую очередь, гидромагнитным динамо), в то время как в филаментах и войдах магнитное поле существенно не изменилось и является непосредственным реликтом первичных полей. На рис. 2 представлены результаты моделирования формирования межгалактических магнитных полей в разных сценариях: из однородного первичного магнитного поля (в центре) или только за счёт астрофизических механизмов (справа). В скоплениях галактик современная величина магнитного поля примерно одинакова в обоих сценариях (поскольку сформировано в основном за счёт динамо, которое «стирает» память о начальных условиях), в то время как в филаментах и войдах она значительно отличается^[31].

Разработано множество теоретических моделей, описывающих возможное образование космологических магнитных полей в ранней Вселенной^{[32][39][40][41][38][42]}. Согласно одной из них, магнитные поля возникли во время инфляционной стадии расширения Вселенной вследствие квантовых флуктуаций электромагнитного поля, растянутых инфляцией до космологических масштабов^{[39][43][44][38]} (однако эти модели требуют введения новых скалярных или псевдоскалярных полей, взаимодействующих с электромагнитным полем и не описываемых Стандартной моделью физики частиц)^[41].

Другой механизм, предложенный британским астрономом и космологом Эдвардом Харрисоном в 1970 году, — генерация магнитных полей вихревыми движениями плазмы ранней Вселенной в эпоху доминирования излучения. Поскольку электроны легче атомных ядер, их движение в большей степени подвержено влиянию со стороны томсоновского рассеяния фотонов. В процессе расширения Вселенной атомные ядра быстрее становятся нерелятивисткими, угловая скорость их движения убывает пропорционально квадрату масштабного фактора. Электроны же из-за более эффективного взаимодействия с излучением дольше остаются релятивистскими, их угловая скорость уменьшается медленнее — пропорционально первой степени масштабного фактора. Разница скоростей между частицами противоположных электрических зарядов порождает вихревые токи, которые генерируют магнитные поля. Согласно расчётам Харрисона, этот механизм мог привести к образованию магнитного поля с современной индукцией 10^–8 Гс^[45][32]. Впоследствии затравочные магнитные поля, возникшие в ранней Вселенной, могут усиливаться за счёт гидромагнитного динамо^[32].

Реализация механизма Харрисона требует существования начальных вихревых движений плазмы в ранней Вселенной. Они могли бы возникнуть из-за векторной (вихревой) моды первичных космологических возмущений. С одной стороны, этот механизм маловероятен, поскольку в однородной и изотропной вселенной Фридмана в 1-м порядке теории возмущений вихревая мода возмущений быстро затухает. С другой стороны, наличие анизотропного давления, связанного с потоками свободно распространяющихся частиц (например, нейтрино), может приводить к росту векторной моды^[46]. Кроме того, векторная мода может возникнуть во 2-м порядке теории возмущений как результат нелинейного взаимодействия скалярных возмущений (то есть возмущений плотности материи) 1-го порядка^[41]. Получающиеся при этом магнитные поля оказываются очень слабыми, однако они могут послужить затравочным полем для дальнейшего усиления динамо-механизмом^[46][41]. Вихревые движения плазмы могли возникнуть и непосредственно перед началом космологической рекомбинации вследствие релаксаций возмущений плотности^[40].

Вихревые токи из электронов могли образоваться за счёт взаимодействия электронов с потоками фотонов, движущихся из областей с более высокой концентрацией в те области, где их было меньше^[47][48][49]. Таким способом могли образоваться магнитные поля индукцией ~10^–18 Гс на масштабах ~1 Мпк и более сильные поля на меньших масштабах^[48]. Ещё одним источником вихревых движений в первичной плазме могли стать космические струны^[32][39].

Генерация магнитных полей могла быть спровоцирована космологическими фазовыми переходами 1-го рода в ранней Вселенной (кварк-адронным или электрослабым)^{[32][44][50][33][51]}. Образование пузырей новой фазы и их столкновения могли порождать хаотическое поведение неабелевых калибровочных полей и турбулентность первичной плазмы. Эти турбулентные потоки, обладая большими значениями числа Рейнольдса, создавали хаотические электрические токи, генерирующие или усиливающие магнитное поле^[39]. Затем хаотические мелкомасштабные магнитные поля превратились в упорядоченные крупномасштабные за счёт, например, обратного каскада магнитогидродинамической турбулентности^[52][38].

Согласно ещё одной гипотезе, в инфляционной Вселенной могла возникнуть крупномасштабная неоднородность плотности какого-либо сохраняющегося квантового числа, например лептонного заряда. Последнее приводило к тому, что в одних областях пространства превышение числа нейтрино над антинейтрино было больше, чем в других. При возрасте Вселенной около 1 c, когда нейтрино вышли из равновесия с другими частицами, возникли крупномасштабные диффузионные потоки нейтрино, взаимодействующие с окружающей плазмой. Из-за разной силы взаимодействия нейтрино с электронами и позитронами эти потоки приводили к возникновению крупномасштабных электрических токов, генерирующих магнитные поля сразу на больших масштабах^[39].

Для образования межгалактических магнитных полей в поздней Вселенной также предложено несколько возможных механизмов. Во-первых, межгалактические магнитные поля могут образовываться в галактиках, а затем выметаться из них в межгалактическое пространство вместе с галактическим ветром или релятивистскими струями^[37][53]. Во-вторых, межгалактические магнитные поля могут генерироваться сразу в межгалактическом пространстве: фотоны, испускаемые галактиками, могут сталкиваться с электронами межгалактической среды, передавая им свою энергию (эффект Комптона), и порождать тем самым межгалактические электрические токи, которые генерируют магнитные поля^[37].

Следующим важным компонентом, заполняющим межгалактическое пространство, является тёмная материя^[2], физическая природа которой на данный момент не известна. Она не участвует или почти не участвует в фундаментальных физических взаимодействиях, описываемых Стандартной моделью физики частиц, и оказывает влияние на обычную материю (в частности, вещество и электромагнитное излучение) только посредством гравитации^[2]. Большое количество межгалактической тёмной материи присутствует в скоплениях галактик. Ещё в 1933 году американский астроном Фриц Цвикки впервые обнаружил, что динамическая масса некоторых скоплений галактик, необходимая для сохранения их устойчивости, в сотни раз превышает суммарную массу всех галактик, входящих в их состав^[54]. Впоследствии эти выводы подтверждались и для других скоплений. В 1980-х годах массы скоплений галактик были измерены по температуре содержащегося в них горячего межгалактического газа^[55]. И снова они оказались больше, чем суммарная масса всего барионного вещества, входящего в скопления в виде галактик и межгалактического газа. Согласно теоретическим моделям, тёмная материя должна присутствовать и в войдах^[56].

Гравитационные поля сгустков тёмной материи в скоплениях галактик порождают эффект гравитационного линзирования, искривляя лучи света, идущие от более далёких фоновых источников (галактик и квазаров), и искажая изображения последних. Эти искажения, помогают реконструировать и изучать пространственное распределение тёмной материи в скоплениях галактик и измерять полную массу скоплений вместе с тёмной материей^[55] (рис. 3). Исследования с помощью гравитационного линзирования также подтвердили, что масса тёмной материи во многих скоплениях галактик в несколько раз или на порядок больше массы всего содержащегося в них барионного вещества.

Одним из наглядных доказательств небарионной природы тёмной материи являются наблюдаемые свойства скопления галактик MACS J0025.4–1222 (рис. 3). Оно образовалось в результате столкновения двух меньших скоплений, прошедших сквозь друг друга. При столкновении скоплений их галактики пролетели мимо друг друга, а межгалактический газ отстал от галактик и образовал нестабильное облако между скоплениями (розовый цвет на рис. 3). Столкновение двух летящих навстречу друг другу облаков межгалактического газа привело к их «слипанию», в то время как гало тёмной материи двух скоплений прошли сквозь друг друга (голубой цвет на рис. 3). Данный факт свидетельствует о том, что тёмная материя имеет иную, не барионную, природу и взаимодействует сама с собой и с барионным веществом только посредством гравитации, не участвуя в других фундаментальных взаимодействиях^[57].

Согласно современным представлениям, Вселенная заполнена также тёмной энергией — бесструктурной и не подверженной гравитационному скучиванию формой материи, которая не взаимодействует с веществом и излучением, однако вносит подавляющий вклад в суммарную плотность энергии Вселенной (около 70 %) и вызывает современное ускоренное расширение Вселенной. Физическая природа тёмной материи на данный момент также не известна^[58].

В межгалактическом пространcтве распространяются также гравитационные волны, представляющие собой возмущения метрики пространства-времени, распространяющиеся в виде волны. Начиная с 2015 года физики и астрономы регистрируют наземными детекторами гравитационные волны, приходящие от внегалактических источников^[59]. Гравитационные волны могут состоять из гипотетических частиц — гравитонов, представляющих собой кванты гравитационного поля^[60]. Если это так, то межгалактическое пространство наполнено ещё и гравитонами.

Галактики распределены во Вселенной не однородно, а образуют разветвлённую «сетчатую» крупномасштабную структуру Вселенной, включающую в себя группы и скопления галактик, сверхскопления галактик и филаменты, а также пусто́ты (войды) между ними^[61]. Точно так же и межгалактическая среда распределена в пространстве Вселенной не однородно, а имеет аналогичную структуру. Результаты численного моделирования показывают, а наблюдательные данные подтверждают, что тёмная материя и межгалактический газ образуют в пространстве длинные и неоднородные по плотности волокна различной толщины — филаменты, протянувшиеся между скоплениями и группами галактик (рис. 4). Помимо филаментов межгалактическая среда концентрируется в самих группах и скоплениях галактик, внутри которых масса разреженного межгалактического газа может значительно превышать суммарную массу галактик^[2]. Тепло-горячая межгалактическая среда формирует волокнистую структуру из «нитей» толщиной 1—10 Мпк и концентрацией 1—10 частиц на 1 м^3[5].

По современным представлениям, на ранних стадиях расширения Вселенной вещество в ней было распределено почти однородно, за исключением небольших флуктуаций (первичных возмущений) плотности. Гравитационное тяготение постепенно замедляло расширение более плотных участков, вследствие чего эти неоднородности со временем притягивали к себе вещество из окружающих (более разреженных) областей и становились всё более «контрастными» (более плотные области становились ещё более плотными, а разреженные — ещё более разреженными)^[63]. На определённой стадии гравитационное сжатие вещества приобретало почти одномерный характер, вследствие чего образовывались уплощённые двумерные структуры с повышенной плотностью вещества. На следующем этапе эволюции происходило преимущественное сжатие этих структур в другом направлении с образованием протяжённых, почти одномерных «нитей»^[64][65].

Ключевую роль в этом процессе играла холодная тёмная материя: сперва вышеописанная структура сформировалась из тёмной материи и лишь затем, после рекомбинации водорода в ранней Вселенной, барионное вещество притягивалось к областям повышенной плотности тёмной материи и скапливалось в них^[61]. Так возникла ячеистая крупномасштабная структура Вселенной, содержащая сверхскопления галактик, филаменты и «великие стены», разделённые крупными пусто́тами между ними^[56]. В областях с особенно большой плотностью вещества гравитация могла полностью остановить расширение и сменить его на сжатие. Со временем в таких областях образовались галактики, объединенные в гравитационно связанные системы — группы и скопления галактик^[63].

Космические войды являются крупнейшими элементами крупномасштабной структуры Вселенной, на них приходится бо́льшая часть межгалактического пространства^[66][67]. Их размеры составляют десятки^[67], иногда сотни^[68] мегапарсеков. Они также не являются абсолютно пустыми, а содержат как тёмную материю, так и межгалактический газ, но со значительно меньшими плотностями, чем в филаментах (и тем более скоплениях галактик). Компьютерное моделирование показывает, что в войдах, между филаментами, происходит образование сгустков вещества (гало) малой массы, состоящих из тёмной материи и межгалактического газа, но не содержащих звёзд и тяжёлых химических элементов^[56][69] (хотя последние могут выбрасываться в пространство войдов из галактик^[8]).

В современную эпоху низкая плотность межгалактической среды и отсутствие в ней значительного количества пыли делают её практически прозрачной для электромагнитного излучения любых длин волн. Благодаря этому межгалактическая среда не препятствует наблюдению даже очень далёких объектов на расстояниях в миллиарды световых лет. Однако более 12 млрд лет назад, когда формирование галактик только начиналось, межгалактический газ был более плотным и в основном нейтральным (не ионизованным), и потому непрозрачным для ионизующего излучения^[2].

Межгалактическая среда подвержена химической эволюции. Вблизи отдельных галактик она оказывается частично смешанной с газом, истекающим из галактик вследствие различных процессов (интенсивного звездообразования и мощного звёздного ветра, взрывов сверхновых звёзд, взаимодействия галактик, выброса релятивистских струй вещества из активных ядер галактик) и поэтому может содержать заметное количество тяжёлых химических элементов, синтезированных в недрах звёзд^[2][70][6]. Выбрасываемый из галактик газ может обогащать химическими элементами и межгалактическую среду в войдах^[8].

Межгалактический газ играет очень важную роль в эволюции галактик. Он может аккрецировать на галактики, пополняя их запасы межзвёздного газа и влияя на процессы звездообразования. При быстром движении галактики в скоплении может происходить «выдувание» межзвёздного газа из гало и из диска галактики набегающим потоком межгалактического газа. Следствия этих процессов наблюдаются в различных галактиках внутри скоплений^[2][13].

Особенно высоки температура и плотность межгалактического газа в центральных частях скоплений галактик. Если туда попадает спиральная галактика, имеющая собственный холодный газ в диске, то горячий межгалактический газ начинает взаимодействовать с холодным межзвёздным газом диска галактики. Это взаимодействие может происходить двумя способами:

• статический эффект: горячий межгалактический газ обжимает и испаряет холодный газ в диске неподвижной галактики;
• динамический эффект: межгалактический газ сдувает газовый диск движущейся в нём галактики лобовым давлением (этот эффект тем сильнее, чем больше плотность межгалактического газа и скорость движения галактики через него)^[11].

Одним из примеров является спиральная галактика NGC 4402, расположенная в центральной области скопления Девы и наблюдаемая практически «с ребра». Галактика движется сквозь горячий межгалактический газ, заполняющий межгалактическое пространство в этом скоплении галактик, и испытывает динамическое давление со стороны газа. Вследствие этого собственный газово-пылевой диск галактики заметно искривлён, что хорошо видно как на оптических изображениях галактики (рис. 5), так и на изображениях, полученных в радиодиапазоне. Края диска «сдуты» сильнее, поскольку в них ниже поверхностная (в проекции на диск) плотность газа^[11]. Подобные процессы являются ещё одним механизмом обогащения межгалактического газа тяжёлыми химическими элементами, произведёнными в звёздах галактик^[71].

Аналогичные эффекты наблюдаются и в других галактиках. При этом лобовое давление межгалактического газа, выметая межзвёздный газ из внешней половины диска, не может удалить центральную часть, а только сжимает её. Это приводит к усилению звездообразования в центральных областях таких галактик. Это также видно на примере галактики NGC 4402: на южной и юго-восточной стороне её диска наблюдается повышенное количество молодых звёздных скоплений (голубоватое свечение на нижнем и левом краю галактики на рис. 5)^[11].

Межгалактический газ можно исследовать разными способами. Первый из них — это регистрация и анализ испускаемого им рентгеновского излучения. Такие наблюдения позволяют оценить общую массу межгалактического газа в скоплении галактик, его плотность, пространственное распределение и температуру^[17]. Существенную информацию даёт анализ линий в спектре излучения газа. В частности, в спектре излучения межгалактического газа некоторых скоплений галактик зарегистрированы линии ионов железа, серы, кремния, магния и других химических элементов (указывающие на то, что часть газа прошла через термоядерные реакции в звёздах и впоследствии была выброшена из галактик во время бурного звездообразования в них)^[13][72][14].

Другой способ изучения межгалактического газа — это анализ линий поглощения в спектрах далёких, фоновых источников (например, квазаров), излучение которых по пути к земному наблюдателю проходит через межгалактический газ. Свет, испущенный далёкими квазарами, идёт до Земли миллиарды лет (точное значение времени вычисляется по космологическому красному смещению спектральных линий квазара). За это время свет проходит через облака межгалактического газа и часть его на некоторых длинах волн поглощается атомами и ионами этих облаков. Это даёт возможность определять физическое и химическое состояние газовых облаков во всем диапазоне прошедшего времени (от момента излучения света фоновым источником до его регистрации земным наблюдателем) и получать данные об эволюции свойств межгалактического газа на протяжении многих миллиардов лет^[9].

Частным случаем этого метода является анализ леса Лайман-альфа. Когда излучение далёкого квазара проходит через межгалактическое газовое облако, лежащее на луче зрения между квазаром и наблюдателем и содержащее атомы нейтрального (не ионизованного) водорода, часть излучения с линой волны 121,6 нм (в системе отсчёта облака) поглощается атомами водорода и в спектре излучения квазара образуется линия поглощения ${\displaystyle L_{\alpha }}$ — первая линия серии Лаймана. Однако вследствие расширения Вселенной для земного наблюдателя эта линия подвергнется космологическому красному смещению, оказавшись в более длинноволновой области спектра. Чем дальше от нашей Галактики находится водородное облако, тем сильнее его линия поглощения смещается в красную область. У наиболее далёких облаков эти линии окажутся в инфракрасном диапазоне спектра. Чем более далёкие области космического пространства мы исследуем, тем в более ранние эпохи эволюции Вселенной мы их видим и тем меньше в те времена была степень ионизации межгалактической среды. Поэтому с увеличением расстояния (и космологического красного смещения) увеличивается концентрация облаков нейтрального водорода и в спектре излучения квазара образуется плотная последовательность линий поглощения, называемая лесом Лайман-альфа (рис. 6). Чем больше нейтрального водорода содержится в облаке, тем больше будет глубина линии поглощения (падение интенсивности излучения). Таким образом, густота и глубина этих спектральных линий несёт в себе информацию о состоянии межгалактического газа, находящегося по пути следования принимаемого излучения. Их анализ позволяет изучать распределение облаков в межгалактическом пространстве и содержание в них нейтрального водорода. Это, в свою очередь, даёт возможность исследовать историю реионизации межгалактической среды в ходе ранней эволюции Вселенной, когда образовывались первые звёзды и галактики^[73][9].

Горячая межгалактическая плазма, заполняющая скопления галактик, обнаруживается также по наблюдаемому рассеянию фотонов реликтового излучения на высокоэнергичных электронах плазмы. Такое рассеяние приводит к изменению спектра реликтового излучения, приходящего к земному наблюдателю со стороны скопления: в области сантиметровых длин волн интенсивность излучения уменьшается, а в субмиллиметровой области возрастает — что превращает скопления галактик в специфические источники излучения^[18]. Этот эффект, называемый эффектом Сюняева – Зельдовича, регистрируется наблюдательными средствами^[2][13][74].

Ещё один метод изучения межгалактической среды в скоплениях галактик и измерения её массы — наблюдение слабого гравитационного линзирования изображений более далёких (фоновых) источников излучения (например, галактик или квазаров), излучение которых по пути к наблюдателю проходит через скопление галактик. Преимущество этого метода заключается в том, что он позволяет изучать массу и распределение в скоплении галактик тёмной материи, гравитационное поле которой искривляет траектории лучей света^[75] (рис. 3).

Магнитные поля в скоплениях галактик исследуются разными методами. Один из них — наблюдение поворота плоскости поляризации линейно поляризованного радиоизлучения, проходящего через межгалактическую среду скопления (эффект Фарадея). Чем сильнее магнитное поле в межгалактической среде, тем больше угол поворота. Источником радиоизлучения могут быть, например, радиогалактики, расположенные дальше скопления (с точки зрения земного наблюдателя) или в самом скоплении^[30]. Для использования этого метода важен тот факт, что угол поворота пропорционален квадрату длины волны излучения. Это решает проблему необходимости знания исходного направления плоскости поляризации^[76]. Другой метод — наблюдение синхротронного излучения релятивистских электронов, движущихся в магнитном поле скопления. По интенсивности синхротронного излучения можно оценить напряжённость магнитного поля, а степень поляризации излучения является важным показателем однородности и структуры поля^[30]. Похожими методами изучаются магнитные поля и в филаментах^[31].

Магнитные поля в войдах можно обнаружить и измерить с помощью наблюдений гамма-излучения активных ядер галактик^[77][53][49] (в том числе блазаров)^[34], гамма-всплесков^[35] и других источников. Испущенные источником первичные гамма-кванты с энергиями ~1 ТэВ, распространяясь через межгалактическое пространство, взаимодействуют с фотонами диффузного внегалактического фонового излучения и порождают электрон-позитронные пары. Затем электроны и позитроны передают свою энергию фотонам фонового излучения за счёт обратного комптоновского рассеяния, производя каскад вторичных гамма-квантов меньших энергий (~1—100 ГэВ). Если в межгалактическом пространстве присутствует магнитное поле, то электроны и позитроны движутся по спиральным траекториям вокруг магнитных силовых линий (под действием силы Лоренца) и за счёт этого изменяют своё пространственное распределение. Это должно приводить к «размытию» гамма-изображений наблюдаемых космических источников и появлению вокруг них «ореола», или гало. Кроме того, в этом случае вторичные ГэВ-кванты проходят более длинный путь, что должно вызывать их запаздывание во времени относительно первичных ТэВ-квантов. Следовательно, анализируя наблюдаемую форму гало гамма-изображений далёких источников и измеряя время запаздывания вторичных ГэВ-квантов от них, можно изучать межгалактические магнитные поля. В 2010 году было объявлено об открытии межгалактических магнитных полей по размытию гамма-изображений активных ядер галактик^[77][53][49], однако в следующем году этот результат был опровергнут^[78].

Чем сильнее межгалактическое магнитное поле, тем шире распределён вторичный гамма-сигнал по небесной сфере и во времени и, следовательно, тем ниже его интенсивность. Если магнитное поле слишком сильное, то вторичный гамма-сигнал может оказаться слишком слабым или вовсе необнаружимым. Следовательно, отсутствие наблюдаемого вторичного гамма-сигнала позволяет установить нижнее ограничение на значение межгалактического магнитного поля в войдах. Таким методом в 2023 году с помощью наблюдений блазаров было показано, что межгалактическое магнитное поле в войдах должно быть не ниже 7,1 × 10^–16 Гс при длине когерентности 1 Мпк^[34]. В 2026 году с помощью наблюдений гамма-всплеска GRB 221009A было установлено, что поле в войдах не может быть слабее 2,5 × 10^–17 Гс при той же длине когерентности^[35].