Скопления галактик являются крупнейшими гравитационно-связанными структурами во Вселенной. Они состоят не только из галактик, но и из горячего межгалактического газа (интраскопионный газ, ICM — intracluster medium), а также значительного количества тёмной материи. Наиболее мощным механизмом излучения, исходящим от скоплений, является тепловое рентгеновское излучение, испускаемое разреженным, но чрезвычайно горячим газом, заполняющим пространство между галактиками.
Температура интраскопионного газа в скоплениях галактик достигает порядка 107–108 K, а его плотность составляет лишь 10−4–10−2 частиц/см3. Несмотря на столь низкую плотность, из-за гигантских масштабов объёма, охваченного этим газом, суммарная эмиссия в рентгеновском диапазоне может превосходить излучение от всех галактик, входящих в скопление.
Механизм нагрева газа до таких температур объясняется гравитационным сжатием во время формирования скопления, а также столкновениями между скоплениями и группами галактик.
Основным источником рентгеновского излучения интраскопионного газа является тормозное (или брейкнструнговое) излучение свободных электронов в кулоновском поле ионов. Спектр такого излучения является непрерывным, с экспоненциальным спадом на высоких энергиях, характерных для температур порядка нескольких кэВ:
ε(ν) ∝ neniT−1/2e−hν/kT
где ne и ni — плотности электронов и ионов соответственно, T — температура газа, ν — частота излучения.
Дополнительно к непрерывному спектру могут наблюдаться линейчатые эмиссионные компоненты, особенно при температуре ниже 108 K, когда возбуждаются тяжёлые элементы (Fe, Si, S, O), присутствующие в виде примесей.
Рентгеновская спектроскопия позволяет измерять химический состав интраскопионного газа. В спектрах хорошо различимы эмиссионные линии тяжёлых элементов, особенно линии железа (Fe XXV при ~6.7 кэВ), которые являются важным индикатором звёздной эволюции в галактиках скопления.
Типичная металличность газа составляет порядка 0.3 солнечного значения. Это указывает на то, что газ обогащён продуктами сверхновых — как типа Ia (обогащение железом), так и типа II (обогащение кислородом, кремнием и другими α-элементами).
Рентгеновское излучение скоплений обычно демонстрирует концентрированное распределение с максимумом в центральной области. Поверхностная яркость описывается профилем типа:
$$ S(r) = S_0 \left(1 + \left(\frac{r}{r_c}\right)^2\right)^{-3\beta + 1/2} $$
где S0 — центральная яркость, rc — радиус ядра, а β — параметр, отражающий соотношение между температурой газа и потенциалом тёмной материи.
В некоторых скоплениях наблюдается яркое центральное излучение, связанное с охлаждением газа (см. ниже), а также возможной активностью центральной галактики с активным ядром.
В центре многих скоплений наблюдается аномально высокая плотность газа, что приводит к эффективному радиативному охлаждению. Время охлаждения может быть меньше возраста Вселенной, и тогда формируется так называемое охлаждающееся ядро. Однако в большинстве случаев не наблюдается ожидаемого количества холодного газа и звездообразования. Это привело к формированию парадигмы обратной связи (feedback) — предполагается, что активное ядро центральной галактики (AGN) компенсирует охлаждение, выбрасывая энергию в виде струй (джетов) и ударных волн, поддерживающих термическое равновесие.
Скопления галактик формируются посредством последовательных слияний меньших структур. Во время таких столкновений формируются ударные волны, которые сжимаются и нагревают газ, а также возмущают его распределение. Это приводит к появлению асимметрий, вытянутых рентгеновских структур и турбулентности.
Примером может служить скопление “Пуля” (1E 0657−558), в котором наблюдаются как фронт ударной волны, так и разделение между горячим газом и гравитационным потенциалом (определённым по гравитационному линзированию), что является одним из прямых доказательств существования тёмной материи.
Измерения температуры, плотности и давления рентгеновского газа позволяют построить профили термодинамических величин. Используя уравнение гидростатического равновесия:
$$ \frac{dP}{dr} = -\rho_g \frac{GM(<r)}{r^2} $$
можно определить распределение массы M( < r), включая вклад тёмной материи. Эти методы, совмещённые с гравитационным линзированием, дают важную информацию о профилях массы и подтверждают универсальность профиля Наварро–Френка–Уайта (NFW).
Основной вклад в исследование рентгеновского излучения скоплений внесли космические обсерватории:
Эти миссии позволяют проводить не только фотометрические, но и спектроскопические исследования, включая измерения скоростей газа, турбулентности, температурных градиентов и состава.
Скопления галактик являются космологическими зондами. Их количество, распределение по массам и эволюция с красным смещением чувствительны к параметрам космологической модели: плотности вещества, нормировке спектра флуктуаций (σ8), уравнению состояния тёмной энергии и другим. Рентгеновские наблюдения позволяют оценить массу скоплений, строить функцию массы и сравнивать её с теоретическими моделями роста структур.
Также рентгеновские наблюдения используются для тестирования гипотез о модификации гравитации, неравновесной термодинамики, самосоединяющейся тёмной материи и прочих альтернативных сценариев.
Хотя основное рентгеновское излучение имеет тепловую природу, в скоплениях наблюдаются и нетепловые компоненты, обусловленные взаимодействием релятивистских электронов с магнитным полем (синхротронное излучение) и обратным комптоновским рассеянием. Эти процессы важны для понимания эволюции магнитных полей, ускорения частиц и динамики плазмы в крупномасштабной структуре.
В некоторых скоплениях наблюдаются рентгеновские хвосты за движущимися галактиками, обусловленные динамическим давлением со стороны горячего газа (эффект рам-давления), а также пустоты (cavities), соответствующие пузырям, заполненным релятивистской плазмой от джетов AGN.
Изучение скоплений на высоких красных смещениях (до z ∼ 1.5) позволяет проследить формирование крупномасштабной структуры, выявить изменения температуры, яркости и металличности с временем. Отмечается, что в ранней Вселенной скопления были менее расслабленными, чаще демонстрировали признаки слияний и меньшую металличность. Это соответствует ожиданиям и сценарию иерархического роста структур.