Рентгеновские наблюдения скопления галактик Кома показали, что магнитные поля подавляют вязкость горячего межгалактического газа. Полученный результат помогает понять физику процессов в скоплениях галактик, которые, в свою очередь, служат важнейшим инструментом для исследования прошлого и настоящего нашей Вселенной. Результаты исследование изложены в статье, опубликованной в журнале Nature Astronomy.

Скопления галактик — это наиболее массивные сформировавшиеся объекты во Вселенной. Их масса более чем на 80 процентов обеспечивается темной материей, а их число зависит от свойств темной энергии, влияющей на динамику расширения Вселенной и на темп роста скоплений. Такая связь скоплений с «темными силами» делает их важным инструментом космологии.

Но при этом остается еще много «белых пятен» в описании физики процессов, которые происходят в скоплениях галактик. Ведь бОльшая часть обычного (не «темного») вещества в них — это горячая (сто миллионов градусов) и очень разреженная (одна частица на тысячу кубических сантиметров) плазма со слабым магнитным полем, которая заполняет все пространство между галактиками. Плазму с такими параметрами сложно получить в земной лаборатории и, соответственно, сложно изучать. В частности, точно неизвестно, какова теплопроводность или вязкость такой плазмы, причем степень неопределенности может превышать много порядков величины.

Подобная неопределенность сказывается на точности численных моделей эволюции скоплений галактик во Вселенной. Они могут быть попросту слишком приблизительны, чтобы по ним можно было «почувствовать» тонкие эффекты, связанные, например, с нетривиальными свойствами темной энергии.

Например, в численном моделировании обычно предполагается, что и теплопроводность, и вязкость горячего газа в скоплениях малы. Другими словами, тепло медленно распространяется по такой плазме, а когда различные области газа движутся друг относительно друга, то трение между этими областями, вызываемое вязкостью, мало..

На Земле мы знаем, как разительно отличается поведение жидкостей с разной вязкостью, например, воды и меда. Вязкость меда гораздо выше: даже если мы мешаем его ложкой, поверхность меда остаётся гладкой, а в воде мы увидели бы сложные турбулентные структуры. Другими словами, вязкость подавляет образование структур на малых масштабах. Чем она больше, тем на больших пространственных масштабах движения становятся «гладкими», и любые флуктуации (колебания) становятся незначительными.

Для горячей плазмы в скоплениях галактик в самом простом предельном случае, когда магнитными полями можно полностью пренебречь, вязкость напрямую зависит от расстояния, которое пролетают заряженные частицы плазмы, прежде чем столкнутся с другом (так называемая длина свободного пробега). Чем больше длина свободного пробега, тем выше и вязкость. Этот подход предсказывает очень большую вязкость плазмы в скоплениях.

В численных расчетах же, наоборот, предполагается, что вязкость горячего газа в скоплениях галактик мала. Какое из этих предложение ближе к реальности? Можем ли мы поставить эксперимент, подобный «эксперименту с ложкой», применительно к плазме скоплений галактик?

Оказывается, да. Конечно, при этом используется не ложка — воздействовать напрямую на скопления галактик мы не можем, поэтому приходится наблюдать, и лучше всего это делать в рентгеновском диапазоне длин волн. Плазма в скоплениях настолько горяча, что пик излучения приходится на рентгеновский диапазон, с большей энергией, чем у видимых фотонов. Наблюдая флуктуации яркости рентгеновского излучения на изображениях скоплений, можно найти масштаб, на котором флуктуации пропадают, то есть скопления начинают выглядеть однородно яркими. На этой основе уже можно вычислить эффективную вязкость и сравнить её с численными моделями. 

Именно это стало целью длительных наблюдений скопления галактик Кома в созвездии Волосы Вероники (Coma Berenices). Статья с результатами была опубликована в июньском выпуске журнала Nature Astronomy.

Изображение скопления галактик Кома в рентгеновском диапазоне. Анализ амплитуды пространственных флуктуаций рентгеновского излучения был использован для получения ограничений на вязкость горячей и разреженной плазмы, заполняющей весь объем скопления. Рисунок из статьи I. Zhuravleva et al, Nature Astronomy (2019)

Телескоп Chandra, работающий в рентгеновском диапазоне длин волн, почти неделю наблюдал скопление галактик Кома. Это близкое к нам скопление было выбрано неслучайно. Длина свободного пробега, а, следовательно, и вязкость, увеличиваются с ростом температуры газа и уменьшаются с ростом плотности. Поэтому было выбрано самое горячее из близких скоплений, причем наблюдалась не центральная часть, а его «край», примерно на пятьсот килопарсек от центра. Там плотность газа ниже, и эффекты вязкости должны быть более заметны.

Что исследователи ожидали увидеть? Если бы вязкость была такой, как предполагают модели плазмы, в которых влиянием магнитных полей можно пренебречь, то рентгеновский телескоп легко смог бы «заметить», что на определенном масштабе турбулентные структуры на изображении исчезают, газ становится «гладким».

Цветные кривые показывают амплитуду флуктуаций плотности как функцию волнового числа (малые пространственные масштабы соответствуют большим волновым числам). Для сравнения, черная кривая показывает ожидаемую зависимость для газа без магнитного поля, в котором вязкость определяется длиной свободного пробега заряженных частиц за счет соударений. Данные наблюдений показывают, что в плазме скоплений флуктуации присутствуют и больших волновых числах (меньших пространственных масштабах), где их быть не должно при обычной вязкости. Рисунок из статьи I. Zhuravleva et al, Nature Astronomy (2019)

Но оказалось, что никаких признаков влияния вязкости на наблюдаемых масштабах нет. Если посмотреть на график, где цветом показана измеряемая амплитуда флуктуаций плотности (она восстанавливается по рентгеновской светимости), то видно, что реальные данные находятся гораздо «левее» предсказаний для газа без магнитных полей. А это значит, что турбулентные движения в плазме продолжаются на гораздо меньших масштабах, чем ожидалось.

Что это значит для астрофизики?

«Наш результат показывает, что простейший сценарий, в котором магнитными полями можно пренебречь и газ должен стать «гладким» уже на масштабах, легко измеряемых рентгеновскими телескопами, может быть отвергнут, — говорит Евгений Чуразов, ведущий научный сотрудник отдела астрофизики высоких энергий ИКИ РАН и Института астрофизики Общества им. Макса Планка (Германия). — Плазма ведет себя так, как если бы вязкость была как минимум на порядок (а может быть и на много порядков) ниже, чем в плазме без магнитных полей. Естественно, что в реальной плазме магнитные поля есть, и именно они меняют поведение плазмы так, что она выглядит, как среда с гораздо меньшей вязкостью, как и предсказывается многими вариантами теоретического описания плазмы скоплений».

Один из выводов, который напрашивается из этих результатов, — численные модели, в которых вязкостью пренебрегают, могут быть не так уж далеки от истины. Второй вывод состоит в том, что уже сейчас можно использовать рентгеновские наблюдения скоплений для уточнений теоретических моделей физики плазмы.