Цёпла-гарачае міжгалактычнае асяроддзе

Цёпла-гарачае міжгалактычнае асяроддзе (, WHIM) — разрэджаная плазма ў касмічнай прасторы з тэмпературай ад 10 да 10 К (што па астранамічных мерках лічыцца дыяпазонам ад «цёплага» да «гарачага»). Касмолагі мяркуюць, што гэтае рэчыва запаўняе прастору паміж галактыкамі і ўтварае асноўную частку так званага «касмічнага павуціння». Паводле сучасных мадэляў, WHIM утрымлівае прыкладна 40–50 % усёй барыённай («звычайнай») матэрыі Сусвету ў бягучай эпосе ягонага развіцця.

 Уласцівасці і склад 
У адрозненне ад цёмнай матэрыі, WHIM складаецца са звычайнага рэчыва — барыёнаў (у асноўным пратонаў і нейтронаў) і электронаў. Фізічна яно ўяўляе сабой высокаіанізаваны газ. Камп’ютарнае мадэляванне буйнамаштабнай структуры Сусвету паказвае, што WHIM утварае валакністую (ніткападобную) сетку, якая злучае скопішчы галактык. Рэчыва асяроддзя вельмі разрэджанае, сярэдняя шчыльнасць якога складае ўсяго 1–10 часціц на кубічны метр. Высокая тэмпература (10–10 К) падтрымліваецца праз гравітацыйныя працэсы і актыўнасць галактык. Унутры галактычных філаментаў (валакон) узнікаюць ударныя хвалі газу, выкліканыя актыўнымі ядрамі галактык, а таксама працэсамі зліцця і акрэцыі. Значная частка гравітацыйнай энергіі, якая выдзяляецца пры гэтым, трансфармуецца ў цеплавую энергію праз механізм бессутыкняльнага ўдарнага нагрэву.

 Праблема адсутных барыёнаў 
Згодна з тэорыяй першаснага нуклеасінтэзу і назіраннямі рэліктавага выпраменьвання, навукоўцы могуць дакладна прадказаць колькасць барыённай матэрыі, якая ўтварылася пасля Вялікага выбуху. Аднак пры падліку бачнай матэрыі ў сучасным Сусвеце (зорак, галактычнага газу, пылу) аказалася, што назіраецца толькі каля паловы ад прадказанай колькасці барыёнаў. Гэтае разыходжанне атрымала назву «праблема адсутных барыёнаў». Гіпотэза пра існаванне WHIM прапануе рашэнне: «згубленыя» барыёны не зніклі, а знаходзяцца ў выглядзе гарачага, цяжкага для выяўлення газу ў міжгалактычнай прасторы.

 Спосабы назірання 
Назіранне цёпла-гарачага міжгалактычнага асяроддзя спалучана са значнымі цяжкасцямі. З аднаго боку, газ занадта разрэджаны, каб выпраменьваць дастаткова святла для прамой фіксацыі аптычнымі тэлескопамі. З іншага — ён недастаткова гарачы, каб даваць яркае рэнтгенаўскае свячэнне, уласцівае для гарачага газу ўнутры скопішчаў галактык.

Асноўныя метады дэтэкцыі ўключаюць:
 Рэнтгенаўская спектраскапія паглынання: Пошук ліній паглынання высокаіанізаваных элементаў (напрыклад, кіслароду O VI, O VII або неону Ne VIII) у спектрах далёкіх квазараў. Атамы ў WHIM паглынаюць частку рэнтгенаўскага выпраменьвання фонавых аб’ектаў, пакідаючы характэрны след.
 Выпраменьванне ў мяккім рэнтгене: Спробы ўлавіць слабае ўласнае свячэнне газу.
 Дысперсія радыёхваль: Аналіз затрымкі сігналаў ад хуткіх радыёўсплёскаў (FRB), якая ўзнікае пры праходжанні радыёхвалі праз іанізаванае асяроддзе.

 Гісторыя даследаванняў 
Веды пра WHIM доўгі час грунтаваліся пераважна на тэарэтычных разліках і камп’ютарных сімуляцыях, аднак у XXI стагоддзі з’явіліся назіральныя пацверджанні. Так, у траўні 2010 года рэнтгенаўская абсерваторыя «Чандра» выявіла гіганцкі рэзервуар газу ўздоўж структуры, вядомай як Сцяна Скульптара (каля 400 млн светлавых гадоў ад Зямлі). Гэта стала першым значным доказам існавання WHIM у буйных маштабах.

У 2018 годзе група даследчыкаў, назіраючы за квазарам праз тэлескоп «XMM-Newton», выявіла лініі паглынання высокаіанізаванага кіслароду, якія знаходзіліся менавіта там, дзе прадказвалі мадэлі размеркавання WHIM. Гэта дазволіла навукоўцам заявіць пра фактычнае выяўленне адсутнай барыённай масы.

Нарэшце, у 2020 годзе аўстралійскія астраномы выкарысталі хуткія радыёўсплёскі (FRB) для «ўзвешвання» Сусвету. Вымярэнне дысперсіі радыёсігналаў ад далёкіх галактык паказала шчыльнасць электронаў у міжгалактычнай прасторы, якая дакладна супала з тэарэтычнымі разлікамі масы WHIM.

 Калягалактычнае асяроддзе 
Канцэптуальна калягалактычнае асяроддзе (circumgalactic medium, CGM) блізкае па прыродзе да WHIM. Яно ўяўляе сабой дыфузнае, амаль нябачнае газавае гало, якое ахоплівае галактыку і запаўняе прастору паміж міжзоркавым асяроддзем і межамі вірыяльнага радыуса. Згодна з сучаснымі навуковымі ўяўленнямі, CGM з’яўляецца важнай крыніцай будаўнічага рэчыва для зоркаўтварэння і іграе ключавую ролю ў рэгуляванні газавых запасаў галактыкі.

Калі б калягалактычнае асяроддзе галактыкі Андрамеды (якое распасціраецца на 1,3–2 мільёны светлавых гадоў) было бачным для чалавечага вока, яно б займала на начным небе ўтрая большую шырыню, чым коўш Вялікага Воза. Гэта быў бы найбуйнейшы аб’ект на небасхіле, які, верагодна, ужо перасякаецца з гало Млечнага Шляху. Аднак дакладна вызначыць мяжу гэтага сутыкнення складана, паколькі назіральнік з Зямлі сам знаходзіцца ўнутры ўласнага калягалактычнага асяроддзя.

Калягалактычнае асяроддзе Андрамеды складзена з дзвюх укладзеных абалонак:
 Унутраная абалонка (радыусам каля 0,5 млн св. гадоў), больш дынамічная і турбулентная, што тлумачыцца актыўнымі выкідамі рэчыва ад выбухаў звышновых зорак.
 Знешняя абалонка, якая вызначаецца больш высокай тэмпературай і спакойным станам газу.

 Гл. таксама 
 Міжгалактычнае асяроддзе
 Буйнамаштабная будова Сусвету

 Крыніцы 

Катэгорыя:Касмічная плазма
Катэгорыя:Міжгалактычнае асяроддзе
Катэгорыя:Пазагалактычная астраномія