星系团和宇宙网
Linas Juozėnas分享
知识方舟 · 宇宙 · 第02章 / 文章08
星系团&宇宙网
在单个星系之外，是一个不断变化的物质网络：高密度的星系团、相互连接的丝状结构、广阔的片状结构，以及巨大的低密度区域。
星系属于一个大得多的结构。
什么是节点、丝状结构、片状结构和空洞？
宇宙网是一个三维密度分布模式。其结构具有不规则形状和相互重叠的边界；天文学家使用不同的方法在巡天观测和模拟中识别它们。[2]
节点
显著的节点是多个丝状结构交汇的地方。它们可以容纳大质量星系群和星系团，并继续从周围吸积物质。
丝状结构
这些由暗物质、气体和星系构成的聚集体连接着密度更高的区域。它们可以引导物质流向大质量晕，同时也包含自身更小的结构。
片状结构和墙状结构
物质还会形成相对于自身延展范围而言较为纤薄的广阔结构。它们具有有限的厚度，并且可以包含或连接更小的丝状结构。
引力如何形成宇宙网？
早期宇宙几乎是均匀的，但密度存在微小差异。包含略多物质的区域会产生更强的引力，相对于周围区域变得更加致密。
引力的作用并非在每个方向上都相同。物质可能沿一个方向受到强烈压缩，同时在其他方向上仍保持延展。这有助于解释宇宙结构为何会形成扁平的片状结构和细长的丝状结构，以及致密的晕。[1]
这种图样在星系点亮宇宙之前就已开始形成
暗物质结构在经历宇宙黑暗时代和宇宙黎明的过程中逐渐形成。随着气体冷却、恒星形成，星系成为规模大得多的物质分布的可见示踪物。
在再电离之前、期间和之后，这张宇宙网都在持续演化。引力、气体物理和宇宙膨胀之间不断变化的平衡，塑造了后来观测到的结构。[2]
暗能量会产生空洞吗？
随着引力放大密度对比，低密度区域的膨胀速度可能快于周围区域。即使在没有暗能量的模型中，也会出现这种行为。
暗能量改变了宇宙晚期的膨胀以及结构的增长。它会影响空洞的演化，但并非唯一原因。周围环境同样重要：一些小空洞可能会被正在坍缩的更大区域挤压。[3]
早期阶段请参阅 引力聚集与密度涨落。
星系团内部有什么？
星系团是一个受引力束缚的系统，可能在一个共同的晕中包含数百或数千个星系。星系团是宇宙中规模最大的坍缩、受引力束缚结构之一，并且还在通过物质流入和并合不断成长。[17]
| 组成部分 | 其典型占比 | 其所在位置 |
|---|---|---|
| 暗物质 | 约占大质量星系团总质量的85% | 一种延伸分布，围绕并与星系及气体相互重叠 |
| 热气体 | 其余质量中的大部分 | 星系之间的空间中，形成星系团内介质 |
| 恒星 | 仅占总质量的几个百分点 | 位于星系内部以及弥散分布的星系团内恒星群中 |
这些比例是近似值，会因星系团质量、测量方法以及计入的半径而有所不同。[4]
为什么气体如此炽热？
当气体落入星系团并与其他气体相遇时，激波会将其中一部分运动转化为热量。星系团内介质（即ICM）的温度通常可达到约1000万至1亿开尔文。
在这样的温度下，它是由离子和自由电子组成的稀薄等离子体。这与直接形成恒星的冷而致密的气体云大不相同。它的温度、运动和辐射揭示了星系团的成长过程。[5], [17]
天文学家如何绘制无法直接看见的物质分布图？
一张星系图像、一幅X射线图和一幅引力透镜重建图展示了同一区域的不同性质。将它们结合起来，研究人员便能比较可见星系、等离子体和总引力质量。
| 方法 | 它揭示的内容 | 需要解读的内容 |
|---|---|---|
| 星系图像和红移 | 高亮度星系所在的位置及其聚集方式 | 选择效应，以及星系相对于宇宙膨胀的运动 |
| X射线观测 | 炽热等离子体，包括其温度和成分信息 | 微弱的辐射、气体密度结构，以及用于推断质量的假设 |
| Sunyaev–Zeldovich效应 | 高能电子对宇宙微波背景的影响 | 与压力相关的气体信号，其与总质量的关系必须进行校准 |
| 引力透镜效应 | 普通物质和暗物质共同产生的引力效应 | 投影、背景星系的形状和距离，以及重建不确定性 |
这些技术可以相互检验各自的假设，并有助于识别受到扰动或正在合并的系统。[5], [6], [7], [10]
星系团可以在古老的光线中留下印记
在热太阳泽尔多维奇效应中，来自宇宙微波背景的光子与星系团气体中的高能电子发生散射，并平均获得能量。其结果是微波光谱出现特征性变化。
这提供了一种通过热气体对背景辐射的影响来探测和研究热气体的方法，同时还可以测量气体自身的X射线辐射。[10]
透镜图是暗物质的照片吗？
引力透镜测量引力如何改变背景光。弱透镜分析结合许多星系形状中的微小畸变，重建沿视线方向加权后的积分物质分布。
推断出的质量既包括普通物质，也包括暗物质。要恢复深度信息或区分这两种成分，需要额外的观测和建模。[6]
为什么星系团在红移图上看起来会被拉长？
星系的观测红移既包含宇宙膨胀的影响，也包含星系相对于这种膨胀的自身运动影响。因此，当红移被用作距离坐标时，围绕星系团运行的星系可能会在视线方向上显得拉长。
必须对这些红移空间畸变进行建模。它们还携带有关引力运动的有用信息。[7]
星系之间“缺失的物质”是什么？
缺失重子问题指的是：根据早期宇宙测量结果，预期应当存在普通物质，但在附近的恒星和容易观测到的气体中却难以找到足够的物质。它不同于暗物质是什么这一问题。
大部分普通物质分布在弥散的电离气体中。其中一些位于丝状结构中，属于暖热星系际介质（WHIM）。即使温度很高，其低密度也使它难以发光。[11]、[13]
快速射电暴
自由电子会使无线电脉冲的低频部分比高频部分延迟得更多。对于宿主距离已知的爆发事件，这种色散有助于测量沿途的电离物质。
Macquart及其同事在2020年采用这一方法，获得了与早期宇宙估算结果一致的宇宙重子盘点。[11]
从普查到分布
Connor及其同事在2025年的一项分析中，利用更大的局域爆发样本，估算重子在星系际空间和星系晕之间的分配情况。
结果支持存在一个巨大的星系际气体储库。这类测量能够从统计角度约束气体总量；它们无法提供每条丝状结构的完整图像。[12]
Shapley星系团之间的热气体
Migkas及其同事结合Suzaku和XMM-Newton的观测，探测到了连接Shapley超星系团中两对星系团的丝状结构发出的X射线。
他们推断其长度约为7.2 Mpc——约2300万光年；气体温度接近1000万开尔文，每立方米仅约有10个自由电子。
将丝状结构的信号与紧致的X射线源和邻近星系团区分开来至关重要。这项研究揭示了弥散气体储库的一部分，并检验了这些物质所在位置的模型。[13]
宇宙网中的生活如何改变星系？
星系也会改变周围的气体
恒星和活动黑洞会向周围环境释放能量和物质。外流将重元素扩散到生成它们的区域之外，还可能把普通物质从较小的晕带入更广阔的宇宙网。[12]
这种关系是双向的：环境会影响星系，而星系也会改变其周围气体的温度和化学成分。
这张宇宙网告诉了我们哪些宇宙学信息？
标准的ΛCDM模型将冷暗物质与宇宙学常数Λ结合起来，后者与加速膨胀有关。该模型解释了宇宙结构的许多测量特征，但其组成成分和详细预测仍在接受检验。
宇宙微波背景约束早期涨落的统计特征。研究人员将这些初始条件向前演化，并检验由此产生的星系、星系团和质量分布是否与后来的观测结果一致。[9]
统计不同时期的星系团数量
不同质量星系团的丰度取决于结构增长的速度以及宇宙的膨胀历史。
研究人员必须确定一项巡天能够探测到哪些星系团，并校准它们的质量。这两个步骤中的任何偏差都可能表现为宇宙学发生了变化。[17]
Ωm和σ₈描述什么？
Ωm是宇宙物质密度参数。它包括普通物质和暗物质，不仅仅描述暗物质。
σ8衡量的是对半径为8 h−1 Mpc的传统尺度进行平滑后，当今线性物质密度涨落的振幅。其中，h表示以每百万秒差距100千米为单位的哈勃常数。
这些参数是结合其他假设共同推断出来的，而不是直接从单个星系团图像中读取的。[9]
研究人员接下来试图解决什么问题？
模拟通过追踪物质的集体引力演化来重现这张宇宙网。模拟中的数值粒子分别代表大量物质。气体计算还会加入冷却、恒星形成和反馈过程，以研究星系和等离子体如何分布在这一结构中。[16]
增大建模体积有助于研究稀有星系团；提高分辨率则能揭示更小尺度的细节。比较不同的计算结果和观测结果，有助于区分物理效应与数值局限。
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星系位置和距离
更广的红移图
DESI 已于 2026 年 4 月完成最初五年的巡天观测，测量了超过 4700 万个星系和类星体。此类样本提升了对聚集和膨胀的检验能力。[14]
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形状与红外观测
Euclid 不断扩大的巡天
ESA 正在运行的 Euclid 望远镜将可见光成像与近红外观测相结合，用于研究跨越广阔宇宙历史的星系分布和引力透镜。[15]
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星系之间的物质
更完整的气体总量统计
射电暴、X 射线光谱和微波测量探测弥散等离子体的不同性质。综合起来，它们能够检验气体所在的位置，以及反馈如何移动了这些气体。[10], [12], [13]
尚待解答的问题包括：星系团质量能够多准确地校准，气体如何分布在晕和丝状体之间，以及在精密巡天所测量的尺度上，反馈会在多大程度上改变物质分布。
进步意味着要将这些观测结合起来加以解释：明亮的星系、炽热的等离子体、引力透镜信号，以及密集结构之间相对宁静的空间。
星系之间的空间也是这个故事的一部分。
星系团汇聚物质，丝状体连接不同区域，而空洞则揭示密度较低的地方。它们不断变化的排列保留了早期涨落以及此后重新分配物质的过程所留下的证据。
在这一更大的背景下，一些星系中心变得异常明亮。下一篇文章将探讨年轻宇宙中的活动星系核，以及驱动它们不断增长的黑洞。
来源与延伸阅读
2026 年 9 月审阅的观测与任务介绍。星系团组成、丝状体性质和重建图谱取决于所研究的系统和采用的方法。
- Bond、Kofman 和 Pogosyan（1996）——星系丝状体如何编织成宇宙网引力潮汐场在形成相互连接的网络中的作用。
- Cautun 等（2014）——宇宙网的演化模拟中的丝状体、墙、节点和空洞，以及它们不断变化的质量和体积占比。
- Sheth 和 van de Weygaert（2004）——空洞的层级结构：关于虚无的大惊小怪空洞的膨胀、合并以及周围密度场的影响。
- Gonzalez 等（2013）——重新审视星系团重子分数热气体、星系内恒星和弥散星系团内恒星的总量。
- Lau、Kravtsov 和 Nagai（2009）——星系团内介质中的残余气体运动与星系团质量分布静力学测量中的偏差气体运动、压力支撑，以及基于平衡假设的星系团质量估计的局限性。
- Wallis 等（2022）——利用弱引力透镜绘制天球上的暗物质根据引力剪切重建积分物质分布。
- Scoccimarro（2004）——红移空间畸变、成对速度与非线性星系运动如何影响红移图的表观结构。
- Tecce 等（2010）——星系形成模型中的冲压剥离。I. 一种新颖的数值方法星系在致密周围介质中运动时发生的气体移除。
- Planck 合作组（2020）——Planck 2018 结果。VI. 宇宙学参数CMB 对宇宙学参数和密度涨落统计的约束。
- Sunyaev–Zeldovich 阵列 / NASA LAMBDA——Sunyaev–Zeldovich 效应入门CMB 光子与高能星系团电子散射时产生的光谱变化。
- Macquart 等（2020）——从已定位的快速射电暴统计宇宙中的重子利用射电脉冲色散测量弥散电离普通物质。
- Connor 等（2025）——通过划分缺失重子揭示富含气体的宇宙网利用更大规模的快速射电暴样本推断重子物质的分布位置。
- Migkas 等（2025）——利用 X 射线光谱学探测夏普力超星系团中一条长 7.2 Mpc 的丝状结构发出的纯温热星系际介质辐射利用 Suzaku 和 XMM-Newton 研究的一条独立丝状结构。
- DESI 合作组（2026）——DESI 达到制图里程碑，成果超出预期完成最初的五年巡天，测量了超过 4700 万个星系和类星体。
- 欧洲航天局——Euclid 概览一项结合可见光成像与近红外观测的运行中巡天任务。
- Springel 等（2005）——星系与类星体的形成、演化和聚集模拟暗物质组装与大尺度星系族群之间的数值联系。
- Kravtsov 与 Borgani（2012）——星系团的形成星系团的增长、炽热等离子体，以及利用星系团族群检验宇宙学。
本章所有文章
- 引力成团与密度涨落
- 第三族恒星：宇宙的第一代恒星
- 早期小型晕与原星系
- 超大质量黑洞种子
- 原初超新星：元素合成
- 反馈效应：辐射与星风
- 并合与层级式增长
- 星系团与宇宙网——您当前所在位置
- 年轻宇宙中的活动星系核
- 观测最初的十亿年