mały|Zwarta grupa galaktyk HCG 16 na obrazie z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a Grupy i gromady galaktyk – układy galaktyk związanych wzajemnym przyciąganiem grawitacyjnym, czyli utrzymywanych razem przez własną grawitację, a nie tylko widocznych blisko siebie na niebie. Obejmują zarówno niewielkie zespoły liczące od kilkunastu do kilkudziesięciu galaktyk, jak i masywne gromady zawierające ich setki albo tysiące. Są to największe znane struktury Wszechświata związane w całości grawitacyjnie. W hierarchicznej budowie kosmosu stanowią poziom pośredni między pojedynczymi galaktykami a większymi, luźniejszymi strukturami, takimi jak supergromady i włókna, które nie są już utrzymywane wyłącznie grawitacją.

Granica między grupą a gromadą nie jest ostra. W praktyce grupami nazywa się mniejsze i mniej masywne układy. Mają one często masy rzędu 1013 mas Słońca i rozmiary około 1–2 megaparseków (Mpc, czyli kilku milionów lat świetlnych). Gromady są zwykle masywniejsze: osiągają masy 1014–1015 mas Słońca, rozmiary kilku Mpc i większy rozrzut prędkości galaktyk (różnice prędkości, z jakimi galaktyki poruszają się wewnątrz układu). Widoczne galaktyki stanowią jednak tylko niewielką część układu: większość zwykłej materii tworzy gorący, rozproszony gaz emitujący promieniowanie rentgenowskie, a zdecydowanie największą część całkowitej masy – ciemna materia.

+ Porównanie typowych własności grup i gromad galaktyk Własność Grupy Gromady Liczba jasnych galaktyk do około 50 od setek do tysięcy Masa (mas Słońca) ~1013 1014–1015 Rozmiar ~1–2 Mpc ~1–5 Mpc Rozrzut prędkości galaktyk ~150 km/s ~800–1000 km/s Temperatura gorącego gazu ok. 3–20 mln K 10–100 mln K

Historia badań mały|Gromada w Warkoczu (Coma) – jej badania doprowadziły Fritza Zwicky’ego w 1933 do jednego z pierwszych argumentów obserwacyjnych za istnieniem ciemnej materii Skupiska galaktyk – nazywanych wówczas „mgławicami” – katalogowano od XVIII wieku, m.in. przez Charles’a Messiera, lecz ich naturę jako fizycznie związanych układów galaktyk ustalono dopiero w XX wieku. Przełomowe znaczenie miało odkrycie Fritza Zwicky’ego. W 1933 zastosował on twierdzenie o wiriale (zależność wiążącą prędkości galaktyk w układzie z jego całkowitą masą) do gromady w Warkoczu Bereniki i stwierdził, że rozrzut prędkości galaktyk jest zbyt duży, by układ mogła utrzymać sama materia widzialna. Z tej rozbieżności wywnioskował obecność niewidocznej masy, którą określił mianem „ciemnej materii”. Analizę rozwinął i doprecyzował w obszernej pracy z 1937. Niezależnie Sinclair Smith uzyskał w 1936 podobny wynik dla gromady w Pannie.

W połowie XX wieku zaczęto sporządzać systematyczne katalogi. Najszerzej wykorzystywany stał się fotograficzny katalog bogatych gromad opracowany przez George’a Abella w 1958. Od lat 70. XX wieku, dzięki obserwacjom z przestrzeni kosmicznej, gromady okazały się jasnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego pochodzącego z gorącego gazu międzygalaktycznego. Późniejszy rozwój astronomii rentgenowskiej, pomiarów efektu Siuniajewa-Zeldowicza oraz soczewkowania grawitacyjnego uczynił z grup i gromad jedno z głównych narzędzi kosmologii obserwacyjnej.

Grupy galaktyk

Grupy galaktyk są najczęstszym typem związanych układów galaktyk w lokalnym Wszechświecie i skupiają co najmniej połowę wszystkich galaktyk. Typowa grupa zawiera do około 50 jasnych członków, a jej masa i rozmiar sytuują ją między pojedynczymi dużymi galaktykami eliptycznymi a gromadami galaktyk. Do tej klasy należy m.in. Grupa Lokalna, w której znajdują się Droga Mleczna i Galaktyka Andromedy.

Część grup wykazuje rozciągłą emisję rentgenowską gorącego gazu międzygalaktycznego, pochodzącą z wewnętrznych obszarów układu, typowo z 10–50% jego promienia. Obecność takiego gazu, morfologia galaktyk członkowskich i dynamika układu pozwalają badać zarówno ciemną materię, jak i procesy ewolucji galaktyk w środowisku o umiarkowanej gęstości.

Zwarte grupy mały|Zwarta grupa Hicksona 87 (HCG 87) – przykład kilku galaktyk położonych blisko siebie i oddalonych od innych układów Zwarte grupy to układy zwykle kilku (typowo około pięciu) galaktyk znajdujących się w niewielkiej odległości kątowej i fizycznej, a zarazem względnie odizolowanych od innych galaktyk. Pierwszą odkrytą zwartą grupą był Kwintet Stephana, zaobserwowany w 1877 przez Édouarda Stephana. Systematyczny katalog takich obiektów – Zwarte Grupy Hicksona – opublikował w 1982 .

W zwartych grupach częste oddziaływania pływowe i zderzenia sprzyjają łączeniu się galaktyk, dlatego są one użyteczne w badaniach tempa ewolucji galaktyk. Widoczna masa galaktyk jest w nich znacznie mniejsza od masy potrzebnej do utrzymania układu w związanej całości, co wskazuje, że w ich masie dominuje ciemna materia.

Grupy kopalne () to układy zdominowane w świetle widzialnym przez jedną bardzo jasną galaktykę centralną – zwykle galaktykę eliptyczną – z rozległym i otaczającym je gorącym gazem, charakterystycznym raczej dla gromady niż pojedynczej galaktyki. Klasycznie interpretowano je jako końcowy etap ewolucji zwykłej grupy, w którym masywni członkowie zdążyli połączyć się w galaktykę centralną wskutek , prowadzącego do opadania jasnych galaktyk ku środkowi układu. Nowsze badania wskazują jednak, że duża różnica jasności między najjaśniejszymi galaktykami układu może być stanem przejściowym i nie wszystkie grupy kopalne muszą być starymi, dynamicznie zrelaksowanymi układami. Najbliższą grupą kopalną jest NGC 6482, jasna galaktyka eliptyczna w gwiazdozbiorze Herkulesa.

Protogrupy Protogrupy to grupy będące w trakcie formowania, dostrzegane przy dużych przesunięciach ku czerwieni, a więc we wczesnym Wszechświecie. Zawierają galaktyki i protogalaktyki zanurzone w odrębnych halo ciemnej materii, które dopiero zlewają się w jedno wspólne halo grupy. Stanowią one mniejszy odpowiednik protogromad.

Gromady galaktyk

mały|Gromada galaktyk IDCS J1426 w obrazie wielozakresowym: promieniowanie rentgenowskie zaznaczono na niebiesko, światło widzialne na zielono, a podczerwień na czerwono Gromady galaktyk są największymi znanymi strukturami w pełni związanymi grawitacyjnie. Składają się z galaktyk, gorącego ośrodka międzygalaktycznego emitującego promieniowanie rentgenowskie oraz dominującego składnika masy w postaci ciemnej materii. Same galaktyki stanowią tylko niewielką część masy gromady. Jej zasadnicza część jest wnioskowana z dynamiki, soczewkowania grawitacyjnego i obserwacji gazu.

Gromady powstają w wyniku akrecji (stopniowego przyłączania materii), łączenia się mniejszych halo ciemnej materii i opadania gazu ku centrum układu. Podczas formowania i zderzeń gromad gaz jest ogrzewany do dziesiątek milionów kelwinów, co czyni gromady jasnymi źródłami rentgenowskimi. Najbliższe bogate gromady, odległe o 15–20 Mpc, to Gromada w Pannie i Gromada w Piecu. Do najlepiej znanych należą też Gromada w Warkoczu oraz nieregularna Gromada w Herkulesie.

Klasyfikacja Gromady klasyfikuje się na podstawie kształtu, symetrii rozkładu galaktyk, jasności rentgenowskiej oraz typu galaktyki dominującej. Najprostszy podział wyróżnia gromady regularne (zwarte, kuliście symetryczne, bogate w galaktyki eliptyczne i soczewkowate, z dominującą galaktyką centralną) oraz nieregularne (rozproszone, bez wyraźnego centrum, o większym udziale galaktyk spiralnych).

Stosowane są też bardziej szczegółowe systemy. dzieli gromady na typy I, II i III według stopnia dominacji najjaśniejszej galaktyki: w typie I wyróżnia się ona najsilniej, a w typie III różnice jasności są najmniejsze. Klasyfikacja Rood-Sastry porządkuje bogate gromady według rozkładu najjaśniejszych galaktyk, od układów zdominowanych przez pojedynczą (olbrzymią galaktykę eliptyczną w centrum gromady) po układy nieregularne i rozproszone.

Składniki fizyczne mały|Gromada Pocisk (1E 0657-56): różowy gaz rentgenowski (zwykła materia) jest przesunięty względem niebieskich obszarów największej masy wyznaczonych z soczewkowania grawitacyjnego, co jest jednym z najczęściej przytaczanych obserwacyjnych argumentów za rozdzieleniem dominującej masy od gorącego gazu W grupach i gromadach galaktyk widoczne galaktyki są tylko jednym ze składników układu. W masywnych gromadach znaczną część zwykłej materii stanowi gorący gaz wypełniający przestrzeń między galaktykami, tworzący tzw. . Jest to rozrzedzona, niemal całkowicie zjonizowana plazma o temperaturze od milionów do dziesiątek milionów kelwinów. Promieniuje ona w zakresie rentgenowskim głównie przez promieniowanie hamowania, które powstaje, gdy szybkie elektrony są odchylane w polu elektrycznym jonów. Jej skład chemiczny, wzbogacony w pierwiastki cięższe od helu, świadczy o tym, że część gazu została wcześniej przetworzona w gwiazdach galaktyk członkowskich. W centrach najgęstszych gromad gaz może wypromieniowywać energię szybciej, niż dopływa ona z zewnątrz, co prowadzi do jego ochładzania i powolnego osiadania ku środkowi, nazywanego . Obserwacje pokazały jednak, że gaz stygnie znacznie wolniej, niż przewidywał klasyczny model przepływu chłodzenia. Nadmierne ochładzanie jest hamowane przez sprzężenie zwrotne aktywnego jądra galaktyki w centralnej galaktyce gromady.

Grupy galaktyk nie są przy tym po prostu pomniejszonymi gromadami. Ze względu na płytszy potencjał grawitacyjny procesy niegrawitacyjne – chłodzenie gazu, sprzężenie zwrotne aktywnych jąder i procesy gwiazdotwórcze – wpływają na rozkład barionów i ogólne własności grup relatywnie silniej niż w masywnych gromadach, co prowadzi do systematycznych odstępstw od prostych relacji skalowania (zależności wiążących masę układu z jego obserwowanymi własnościami). W grupach gaz nie dominuje też nad składnikiem gwiazdowym tak wyraźnie jak w gromadach.

Największą część całkowitej masy stanowi jednak ciemna materia. Jej rozkład jest wnioskowany pośrednio z ruchów galaktyk, temperatury i rozkładu gazu oraz soczewkowania grawitacyjnego, a wyniki porównuje się z przewidywaniami symulacji kosmologicznych. Porównywanie tych metod jest jednym z podstawowych sposobów badania mas gromad i sprawdzania modeli struktury wielkoskalowej.

+ Przybliżony udział składników w masie masywnej gromady, mierzony zwykle w obrębie promienia r500, wewnątrz którego średnia gęstość jest 500 razy większa od gęstości krytycznej Wszechświata. Udziały zależą od masy układu – w grupach galaktyk udział gwiazd jest większy, a gorącego gazu mniejszy Składnik Udział masy Opis Galaktyki ~1% jedyny składnik widoczny bezpośrednio w świetle widzialnym Gorący gaz (ośrodek wewnątrzgromadowy) ~9% zjonizowana plazma o temperaturze 10–100 mln K, emitująca promieniowanie rentgenowskie Ciemna materia ~90% dominujący, niewidoczny składnik, wykrywany pośrednio poprzez obserwowane efekty grawitacyjne

Wyznaczanie masy mały|Gromada CL0024+17: soczewkowane obrazy odległej galaktyki układają się w pierścień; rozkład masy odtworzony z soczewkowania ujawnia rozległe halo ciemnej materii Masy grup i gromad wyznacza się kilkoma niezależnymi metodami, których zgodność jest sama w sobie ważnym testem fizyki układu. Metoda dynamiczna opiera się na twierdzeniu o wiriale: ze zmierzonego rozrzutu prędkości galaktyk i rozmiaru układu szacuje się jego masę całkowitą – tym właśnie sposobem Zwicky wykrył ciemną materię. Metoda rentgenowska zakłada, że gorący gaz jest w przybliżonej równowadze hydrostatycznej (ciśnienie gazu równoważy przyciąganie grawitacyjne), dzięki czemu z rozkładu jego temperatury i gęstości można odtworzyć rozkład masy.