K

rólewski „Pies na Komety” zaj´-
ty by∏ tropieniem kolejnej ofiary.
Nocà 15 kwietnia 1779 roku

Charles Messier Êledzi∏ w swym pary-
skim obserwatorium komet´ roku 1779,
która podczas swej d∏ugiej w´drówki
przez Uk∏ad S∏oneczny powoli przesu-
wa∏a si´ na tle gwiazdozbiorów Panny
i Warkocza Bereniki. To w∏aÊnie s∏awa
Messiera w wypatrywaniu komet zain-
spirowa∏a Ludwika XV do nadania mu
tego przezwiska, lecz owej nocy trafi∏
on do anna∏ów astronomicznych z zu-
pe∏nie innego powodu. Otó˝ francuski
astronom zauwa˝y∏ trzy niewyraêne
plamki wyglàdajàce jak komety, lecz nie
zmieniajàce swego po∏o˝enia z nocy na

noc. Do∏àczy∏ je do swej listy takich
zmy∏kowych obiektów, by podczas
prawdziwych poszukiwaƒ komet nie
zostaç przez nie wprowadzonym w
b∏àd. Póêniej odnotowa∏, ˝e niewielki
obszar na granicy gwiazdozbiorów Pan-
ny i Warkocza Bereniki zawiera∏ 13 ze
109 sta∏ych plamek, które z pomocà
Pierre’a Mechaina ostatecznie zidenty-
fikowa∏ jako obiekty Messiera – dziÊ
znane doskonale zarówno zawodow-
com, jak i amatorom.

Jak to si´ cz´sto zdarza w astronomii,

Messier znalaz∏ zupe∏nie nie to, czego
szuka∏. Odkry∏ mianowicie pierwszy
przypadek najbardziej masywnych
obiektów WszechÊwiata utrzymujàcych

integralnoÊç pod wp∏ywem w∏asnej gra-
witacji: gromady galaktyk. Gromady te
sà skupiskiem galaktyk, podobnie jak
galaktyki stanowià zbiorowiska gwiazd.
W kosmicznym schemacie organizacyj-

28 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1999

Ewolucja gromad galaktyk

J. Patrick Henry, Ulrich G. Briel i Hans Böhringer

DWIE JASNE GALAKTYKI w gromadzie
Coma, jedna eliptyczna

(u góry z lewej), a dru-

ga spiralna

(u góry z prawej) widoczne sà na

tym z∏o˝onym zdj´ciu otrzymanym przez

Ko-

smiczny Teleskop Hubble’a w 1994 roku. Gro-
mada Coma, po∏o˝ona oko∏o 300 mln lat
Êwietlnych od nas, by∏a jednà z pierwszych
gromad galaktyk zidentyfikowanych przez
astronomów. Wi´kszoÊç plamek na zdj´ciu
to galaktyki le˝àce w jeszcze wi´kszych
odleg∏oÊciach.

nym to wiceprezydenci – usytuowani
w hierarchii zaledwie o jeden szczebel
poni˝ej samego WszechÊwiata. W po-
równaniu z cz∏owiekiem sà znacznie
masywniejsze ni˝ ten w stosunku do
czàstki elementarnej.

Z wielu wzgl´dów gromady sà naj-

bli˝szymi obiektami, które astronomo-
wie usi∏ujàcy badaç WszechÊwiat z ze-
wnàtrz majà do dyspozycji. Poniewa˝
gromada zawiera gwiazdy oraz galakty-
ki ró˝nych typów i w ró˝nym wieku,
reprezentuje Êrednià próbk´ materii ko-
smicznej – w tym ciemnà materi´ dyry-
gujàcà ruchami obiektów niebieskich,
choç wcià˝ niewidocznà dla ludzkiego
oka. A poniewa˝ gromada powstaje w
wyniku dzia∏ania grawitacji na ogrom-
nà skal´, jej struktura i ewolucja sà Êci-
Êle zwiàzane ze strukturà i ewolucjà sa-
mego WszechÊwiata. Badania gromad
dostarczajà zatem wskazówek pomoc-
nych w rozwiàzywaniu trzech funda-
mentalnych kwestii kosmologii: sk∏adu,
struktury i ostatecznych losów Wszech-
Êwiata.

W kilka lat po paryskich obserwa-

cjach Messiera William Herschel wraz
z siostrà Caroline we w∏asnym ogrodzie
w Anglii zacz´li badaç obiekty Messie-
ra. Wiedzeni ciekawoÊcià postanowili
poszukaç innych tego rodzaju tworów.
Majàc do dyspozycji o wiele lepsze tele-
skopy ni˝ ich francuski poprzednik, zna-
leêli ponad 2000 niewyraênych plamek
– w tym 300 w tej samej co on groma-
dzie w Pannie. Zarówno William, jak
i jego syn John zauwa˝yli, ˝e obiekty te
rozmieszczone sà na niebie bardzo nie-
regularnie. Co powodowa∏o u∏o˝enie
tych obiektów (teraz wiemy, ˝e sà to ga-
laktyki) w obserwowane przez nich
wzory?

Druga kwestia wynik∏a w po∏owie lat

trzydziestych naszego wieku podczas
pomiarów pr´dkoÊci galaktyk w gro-
madzie Virgo w Pannie, a tak˝e w tro-
ch´ dalszej gromadzie Coma w Warko-
czu Bereniki, dokonywanych przez
Fritza Zwicky’ego i Sinclaira Smitha.
Galaktyki okrà˝ajà Êrodek masy swej
gromady, podobnie jak planety obiega-
jà Êrodek masy Uk∏adu S∏onecznego.
Lecz galaktyki porusza∏y si´ tak szyb-
ko, ˝e ich ca∏kowita masa nie mog∏a wy-
tworzyç odpowiedniej si∏y grawitacyjnej
zdolnej utrzymaç je wszystkie razem.

Gromady musia∏y byç blisko 100 razy
ci´˝sze od widocznych w nich galaktyk,
w przeciwnym razie ju˝ dawno temu
wyrwa∏yby si´ z nich. Nasuwa∏ si´ za-
tem nieuchronny wniosek, ˝e groma-
dy sk∏adajà si´ g∏ównie z niewidocz-
nej, czyli „ciemnej” materii. Lecz co jà
stanowi∏o?

Te dwie zagadki – niejednorodny roz-

k∏ad galaktyk w przestrzeni kosmicznej
oraz nieznane w∏asnoÊci ciemnej mate-
rii – nadal mieszajà szyki astronomom.
Pierwsza sta∏a si´ szczególnie k∏opotli-
wa po odkryciu w po∏owie lat szeÊçdzie-
siàtych kosmicznego mikrofalowego
promieniowania t∏a. Promieniowanie to
– wizerunek WszechÊwiata po Wielkim
Wybuchu, ale przed tworzeniem si´
gwiazd i galaktyk – jest prawie dosko-
nale jednorodne. Jego drobne niedosko-
na∏oÊci rozros∏y si´ w jakiÊ sposób do
istniejàcych dziÊ struktur, ale proces ich
tworzenia jest nadal niejasny [patrz: Jack
O. Burns, „Very Large Structures in the
Universe”; Scientific American, lipiec
1986]. Podobnie jak w przypadku ciem-
nej materii wiedza astronomów o tym
procesie nieco si´ pog∏´bi∏a od czasów
Zwicky’ego, nadal jednak nie pozwala
odpowiedzieç na pytanie, z czego zbu-
dowana jest wi´kszoÊç WszechÊwiata
[patrz: Lawrence M. Krauss, „Dark Mat-
ter in the Universe”; Scientific American,
grudzieƒ 1986].

Âwiat∏o ciemnej materii

Te intrygujàce zagadki z pewnoÊcià

jednak przyczyni∏y si´ do przyspiesze-
nia tempa odkryç w badaniach gromad
w ciàgu ostatnich 40 lat. Astronomowie
znajà dziÊ oko∏o 10 tys. takich obiektów.
Na poczàtku lat pi´çdziesiàtych amery-
kaƒski astronom George Abell sporzà-
dzi∏ pierwszy obszerny spis gromad ga-
laktyk – na podstawie fotografii ca∏ego
nieba pó∏kuli pó∏nocnej, wykonanych
w Palomar Observatory w Kalifornii.
Do poczàtku lat siedemdziesiàtych
astronomowie mieli poczucie, ˝e rozu-
miejà przynajmniej podstawowe w∏a-
ÊciwoÊci tych obiektów: sk∏ada∏y si´ one
z p´dzàcych galaktyk spajanych ogrom-
nà iloÊcià ciemnej materii, by∏y stabilne
i niezmienne.

I wtedy nadszed∏ rok 1970. Nowy sa-

telita nazwany – by uhonorowaç fakt,

i˝ wystrzelono go z terytorium Kenii –
Uhuru („wolnoÊç” w j´zyku suahili) roz-
poczà∏ obserwacje niedost´pnej dotàd
astronomom formy promieniowania –
promieni X. Edwin M. Kellogg i Her-
bert Gursky wraz z kolegami z Ameri-
can Science and Engineering, niewiel-
kiej firmy z Massachusetts, nacelowali
Uhuru na gromady Virgo i Coma. Od-
kryli wówczas, ˝e sk∏adajà si´ one nie
tylko z galaktyk, lecz równie˝ z olbrzy-
mich iloÊci gazu wype∏niajàcego prze-
strzeƒ pomi´dzy nimi. Gaz ten jest zbyt
rozrzedzony, by mo˝na go by∏o ob-
serwowaç w Êwietle widzialnym, lecz
tak goràcy – ponad 25 mln stopni Cel-
sjusza – ˝e emituje promieniowanie
rentgenowskie.

Krótko mówiàc, astronomowie zna-

leêli troch´ ciemnej materii – oko∏o 20%
jej masy. Chocia˝ tego gazu jest zbyt
ma∏o, by da∏o si´ rozwiàzaç tajemnic´
ciemnej materii, zawiera on wi´cej ma-
sy ni˝ wszystkie galaktyki wchodzàce
w sk∏ad gromady. W tym sensie wyra-
˝enie „gromada galaktyk” jest wi´c nie-
precyzyjne. Obiekty te sà raczej kulami
gazowymi, w których galaktyki tkwià
niczym pestki w arbuzie [patrz: Paul
Gorenstein i Wallace Tucker, „Rich Clu-
sters of Galaxies”; Scientific American,
listopad 1978].

Od poczàtku lat siedemdziesiàtych

emisj´ rentgenowskà bada∏y równie˝
inne satelity, jak Einstein X-Ray Observa-
tory, Roentgen Satellite (ROSAT) czy Ad-
vanced Satellite for Cosmology and Astro-
physics (ASCA). W tym artykule pos∏u-
gujemy si´ g∏ównie danymi z ROSAT.
Ten pierwszy teleskop rentgenowski do
rejestracji zdj´ç ca∏ego nieba doskonale
nadaje si´ do obserwacji du˝ych rozpro-
szonych obiektów, takich jak gromady
galaktyk, i obecnie wykonuje szczegó∏o-
we zdj´cia tych obszarów. Pos∏ugujàc
si´ nowoczesnà technikà, astronomo-
wie poszerzyli zakres odkryç Messiera,
Zwicky’ego i innych pionierów w tej
dziedzinie.

Oglàdana w promieniach X gromada

Coma ma w zasadzie regularny kszta∏t
z kilkoma zg´szczeniami [ilustracja z le-
wej na stronie 32]. Zg´szczenia te wyda-
jà si´ grupami galaktyk – tzn. miniatu-
rowymi gromadami. Jedno z takich
zg´szczeƒ na po∏udniowym zachodzie
zmierza w kierunku g∏ównej cz´Êci gro-

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1999 29

Najmasywniejszymi obiektami we WszechÊwiecie

sà olbrzymie skupiska galaktyk i gazu gromadzàce si´

powoli od miliardów lat. Proces ich komasacji

byç mo˝e zmierza ju˝ ku koƒcowi

WILLIAM A. BAUM,

University of Washington

, HUBBLE SPACE TELESCOPE WFPC TEAM i

SPACE TELESCOPE SCIENCE INSTITUTE

mady, gdzie znajdujà si´ ju˝ inne po-
dobne twory. Dla porównania: groma-
da Virgo jest bezkszta∏tna. Chocia˝ wy-
st´pujà w niej obszary jaÊniejsze w
promieniach X, to Êwiecàce plamki po-
chodzà raczej z niektórych galaktyk Mes-
siera ni˝ ze zg´szczeƒ gazu [ilustracja
z prawej na stronie 32]. Jedynie obszar
centralny w pó∏nocnej cz´Êci gromady
ma w miar´ symetrycznà budow´.

Na podstawie analizy takich zdj´ç

rentgenowskich astronomowie doszli
do wniosku, ˝e gromady powstajà w
wyniku zlewania si´ grup galaktyk.
Zg´szczenia w g∏ównej cz´Êci gromady
Coma sà przypuszczalnie grupami ju˝
wciàgni´tymi, lecz jeszcze nie ca∏kiem
zasymilowanymi. Wyglàda na to, ˝e
Virgo znajduje si´ na wczeÊniejszym eta-
pie formowania. Nadal jeszcze wciàga
otaczajàcà materi´ i jeÊli utrzyma to tem-
po ewolucji, za kilka miliardów lat b´-
dzie wyglàdaç jak Coma. Ów dynamicz-
ny obraz gromad poch∏aniajàcych i
trawiàcych materi´ znajdujàcà si´ w po-

bli˝u k∏óci si´ ze statycznym wizerun-
kiem obowiàzujàcym w astronomii jesz-
cze kilka lat temu.

Mierzenie temperatury

Z chwilà otrzymania na poczàtku lat

osiemdziesiàtych pierwszych dobrych
zdj´ç rentgenowskich astronomowie za-
pragn´li zmierzyç profil zmian tempe-
ratury gazu w gromadach. Lecz doko-
nywanie takich pomiarów jest znacznie
trudniejsze ni˝ robienie zdj´ç, poniewa˝
wymaga analizy widma rentgenowskie-
go w ka˝dym punkcie gromady. Dopie-
ro w 1994 roku pojawi∏y si´ pierwsze
mapy temperatur.

Dowiod∏y one, ˝e powstawanie gro-

mad galaktyk jest procesem niezwykle
gwa∏townym. Ze zdj´ç gromady Abell
2256 wynika na przyk∏ad, i˝ emisja rent-
genowska ma nie jedno, lecz dwa mak-
sima. Zachodni pik jest nieco sp∏aszczo-
ny, co nasuwa przypuszczenie, ˝e grupa
galaktyk wdzierajàca si´ do wn´trza

gromady zgarnia∏a materi´ na swojej
drodze niczym p∏ug Ênie˝ny. Mapa tem-
peratury potwierdza t´ interpretacj´ [ilu-
stracja na nast´pnej stronie]. Zachodnie
maksimum jest – jak si´ okazuje – sto-
sunkowo ch∏odne; ma temperatur´ cha-
rakterystycznà dla gazu w grupach ga-
laktyk. Poniewa˝ grupy sà mniejsze od
gromad, wyst´pujàce w nich oddzia-
∏ywania grawitacyjne sà s∏absze, a za-
tem pr´dkoÊç czàsteczek gazu we-
wnàtrz nich – i tym samym ich tem-
peratura – ni˝sza. Typowa grupa ma
mas´ 50 bln razy wi´kszà ni˝ S∏oƒce,
a temperatura gazu si´ga 10 mln stop-
ni Celsjusza. Dla porównania: typowa
gromada wa˝y 1000 bln S∏oƒc i osiàga
temperatur´ 75 mln stopni; najbardziej
masywna ze znanych gromad ma pi´ç
razy wi´kszà mas´ i prawie trzykrotnie
wy˝szà temperatur´.

Dwa goràce obszary w gromadzie

Abell 2256 pojawiajà si´ wzd∏u˝ linii pro-
stopad∏ej do przypuszczalnego kierun-
ku ruchu grupy. Wyglàda na to, ˝e ciep∏o
jest wytwarzane wtedy, gdy zagarniana
materia wytryskuje na boki i rozp∏ywa
si´ w gazie gromady. Istotnie, obserwa-
cje te odpowiadajà symulacjom kompu-
terowym zlewajàcych si´ grup. Grupa ta
powinna w ciàgu kilkuset milionów lat
przeniknàç do centrum gromady. A za-
tem Abell 2256 nadal pozostaje we wcze-
snych stadiach zlewania si´.

Póêne etapy tego procesu widoczne

sà w innej gromadzie – Abell 754. Ta
charakteryzuje si´ dwiema cechami
szczególnymi. Po pierwsze, ze zdj´ç
optycznych wynika, ˝e jej galaktyki ulo-
kowane sà w dwóch zg´szczeniach. Po
drugie, w obserwacjach rentgenowskich
widoczny jest twór w kszta∏cie po-
przeczki, z którego wyp∏ywa goràcy

30 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1999

GROMADA COMA wyglàda inaczej w Êwietle widzialnym

(z lewej) i w zakresie rentge-

nowskim

(z prawej). W Êwietle widzialnym wydaje si´ jedynie zbiorowiskiem galaktyk. Lecz

w promieniach X okazuje si´ olbrzymià kulà goràcego gazu o Êrednicy 5 mln lat Êwietlnych.

POCH¸ANIANIE CA¸YCH GRUP GALAKTYK pozwala gromadzie rozrosnàç si´ do kolosalnych rozmiarów. Przyciàganie grawitacyj-
ne powoduje wpadni´cie grupy do gromady i wypchni´cie jej gazu na boki. Same galaktyki przechodzà przez gromad´ nie powstrzy-
mywane przez rozrzedzony gaz. W koƒcu galaktyki i gaz si´ mieszajà, tworzàc jednolità gromad´ przyciàgajàcà do siebie inne grupy –
a˝ w okolicy nie ostanie si´ ju˝ ˝adna.

BAZA DANYCH I

ARCHIWUM LEICESTER

SLIM FILMS

© 1993–1995 CALIFORNIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY

GALAKTYKI

GALAKTYKI

GRUPA

GROMADA

„ODGARNI¢TY”

GAZ

PRZED PO¸ÑCZENIEM

W CZASIE ¸ÑCZENIA

GAZ

GAZ

gaz. Jedno ze zg´szczeƒ galaktyk znaj-
duje si´ w obszarze poprzeczki, a drugie
– na brzegu zachodniego obszaru o wy-
sokiej temperaturze.

Teoretycy potrafià wyjaÊniç t´ struk-

tur´, pos∏ugujàc si´ analogià. Wyobraê-
my sobie, ˝e do basenu z wodà wrzuca-
my balon wype∏niony wodà i pewnà
liczbà kamyków. Balon wyobra˝a po-
ch∏anianà grup´: woda to gaz, a kamy-
ki – galaktyki. G∏ównà gromad´ repre-
zentuje basen. Gdy balon uderza w po-
wierzchni´ wody, p´ka. Woda z niego
pozostaje na powierzchni i powoli mie-
sza si´ z wodà w basenie, natomiast ka-
myki mogà dotrzeç nawet na drugi jego
koniec. Podobny proces zaszed∏ naj-
prawdopodobniej w gromadzie Abell
754. Gaz z poch∏anianej grupy zosta∏ na-
gle powstrzymany przez gaz gromady,
podczas gdy jej galaktyki przesz∏y na
wskroÊ przez gromad´ na jej przeciwle-
g∏y kraniec.

Trzecia gromada, Abell 1795, jest

przyk∏adem, jak taki obiekt wyglàda mi-
liardy lat po po∏àczeniu. Jej sylwetka jest
idealnie g∏adka, a temperatura prawie
jednorodna, co oznacza, ˝e zasymilowa-
∏a ju˝ ona wszystkie swoje grupy i osià-
gn´∏a stan równowagi. Wyjàtek stanowi
ch∏odny obszar w samym Êrodku. Panu-
jà tam ni˝sze temperatury, poniewa˝ gaz
w centrum ma wi´kszà g´stoÊç, a jako ta-
ki emituje promieniowanie rentgenow-
skie bardziej wydajnie ni˝ rozrzedzony.
Pozostawiony w spokoju przez 2–3 mld
lat g´sty gaz mo˝e wypromieniowaç
wi´kszoÊç swojej pierwotnej energii,
och∏adzajàc si´ tym samym.

Gdy gaz si´ ozi´bia, gromadzi si´ ma-

teria o temperaturze poÊredniej – w ilo-
Êci wystarczajàcej do utworzenia nowej
galaktyki. Gdzie wi´c podzia∏a si´ ca∏a ta
materia? Pomimo intensywnych badaƒ
astronomowie nie zlokalizowali w koƒ-
cu ˝adnej porcji letniego gazu. Z map
rozk∏adu temperatury wynika, ˝e gaz
w gromadzie traci obecnie ciep∏o. Byç
mo˝e proces ten rozpoczà∏ si´ niezbyt
dawno temu albo te˝ zderzenia pomi´-
dzy grupami galaktyk nie dopuszczajà
do zbierania si´ ch∏odnego gazu w jed-
nym miejscu. Te tzw. przep∏ywy stygnà-
ce to jeszcze jedna nie rozwiàzana za-
gadka astronomiczna.

Z do∏u do góry

Przez podobny ∏aƒcuch zdarzeƒ jak

te trzy gromady Abella przechodzà
prawdopodobnie wszystkie gromady w
trakcie swojej ewolucji. Od czasu do
czasu grupy galaktyk przy∏àczajà si´ do
gromady. Ka˝da wnosi do niej goràcy
gaz, jasne galaktyki i ciemnà materi´. Ta
dodatkowa masa powoduje silniejsze

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1999 31

TRZY GROMADY GALAKTYK znajdujàce si´ na ró˝nych etapach ewolucji zosta∏y przed-
stawione na zdj´ciach rentgenowskich

(kolumna z lewej) i mapach temperatury (kolumna

z prawej). Pierwsza gromada, Abell 2256, zaj´ta jest poch∏anianiem niewielkiej grupy ga-
laktyk, która wyró˝nia si´ stosunkowo niskà temperaturà. Kolor czerwony oznacza na ma-
pie doÊç ch∏odny gaz, pomaraƒczowy – o temperaturze poÊredniej, a ˝ó∏ty – goràcy.

Od ostatniego posi∏ku trzeciej gromady, Abell 1795, up∏yn´∏o kilka miliardów lat. Zarów-
no jej jasnoÊç rentgenowska, jak i rozk∏ad temperatury sà symetryczne. W jàdrze groma-
dy widzimy ch∏odnà plamk´ – obszar g´stego gazu, który wypromieniowa∏ ju˝ wi´kszoÊç
swojej energii cieplnej.

Druga gromada, Abell 754, jest o kilkaset milionów lat bardziej zaawansowana w prze-
trawianiu grupy galaktyk. Nieszcz´sna grupa dosta∏a si´ prawdopodobnie od strony po-
∏udniowo-wschodniej, gdy˝ gromada jest wyd∏u˝ona w tym kierunku. Galaktyki z gru-
py oddzieli∏y si´ od swego gazu i przesz∏y przez gromad´.

J. PATRICK HENRY, ULRICH G. BRIEL i

HANS BÖHRINGER

GROMADA 2256

GRUPA

GALAKTYK

STRUGA MATERII

CENTRUM GROMADY

GRUPA GALAKTYK

PRZEP¸YW STYGNÑCY

GROMADA 754

GROMADA 1795

KIERUNEK

RUCHU GRUPY

oddzia∏ywania grawitacyjne, które pod-
grzewajà gaz i przyspieszajà ruch ga-
laktyk. Wi´kszoÊç astronomów sàdzi,
˝e prawie wszystkie struktury kosmicz-
ne nagromadzi∏y si´ w ten sposób. Gro-
mady gwiazd zlewa∏y si´, tworzàc ga-
laktyki, które z kolei skupia∏y si´ w
grupy galaktyk, te zaÊ ∏àczà si´ teraz ze
sobà w gromady galaktyk. W przysz∏o-
Êci nast´pny ruch b´dzie nale˝a∏ do gro-
mad, które zlejà si´ w jeszcze wi´ksze
struktury. Istnieje jednak pewna granica
zwiàzana z rozszerzaniem si´ Wszech-
Êwiata. W koƒcu gromady galaktyk
znajdà si´ zbyt daleko od siebie, by si´
ze sobà po∏àczyç. Prawd´ powiedziaw-
szy, niewykluczone, ˝e kosmos ju˝ osià-
gnà∏ ten w∏aÊnie punkt.

Wszystkie wspomniane powy˝ej gro-

mady (Coma, Virgo oraz Abell 2256, 754
i 1795) sà obiektami bliskimi jak na od-
leg∏oÊci kosmologiczne. Wysi∏ki astro-
nomów w celu zrozumienia ich rozwo-
ju przypominajà próby poj´cia procesu
dojrzewania cz∏owieka na podstawie fo-
tografii t∏umu ludzi. Odrobina uwagi
pozwala pogrupowaç ludzi na zdj´ciu
ze wzgl´du na wiek. Stàd da si´ wyde-
dukowaç, ˝e w miar´ dorastania ludzie
zazwyczaj stajà si´ wy˝si, widoczne sà
równie˝ inne zmiany.

Mo˝emy tak˝e badaç rozwój cz∏owie-

ka, analizujàc zbiór fotografii, z których

ka˝da przedstawia jedynie ludzi w pew-
nym okreÊlonym wieku – na przyk∏ad
zdj´cia klasy ze szko∏y podstawowej,
Êredniej i ze studiów. Podobnie astro-
nomowie mogà obserwowaç gromady
na coraz wi´kszych odleg∏oÊciach, co
odpowiada epokom coraz wczeÊniej-
szym. Ârednio bioràc, gromady z bar-

dziej odleg∏ej próbki sà m∏odsze ni˝
z bli˝szej. Badacze mogà zatem ∏àczyç
ze sobà „fotografie klasowe” gromad
w ró˝nym wieku. Takie podejÊcie po-
zwala astronomom rozpatrywaç ca∏y
zespó∏ gromad, a nie kilka pojedynczych
ich przedstawicielek. Jego wadà jest na-
tomiast to, ˝e m∏ode obiekty znajdujà

32 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1999

J

u˝ od samego poczàtku, od Wielkiego Wybuchu, WszechÊwiat
zaczà∏ si´ rozszerzaç. Wszystkie obiekty, nie zwiàzane ze so-

bà oddzia∏ywaniem grawitacyjnym albo innymi si∏ami, oddalajà
si´ od siebie. Lecz czy ta kosmiczna ekspansja b´dzie wieczna,
czy te˝ przyciàganie grawitacyjne materii WszechÊwiata oka˝e
si´ wystarczajàce, by jà powstrzymaç? Tradycyjne próby odpowie-
dzi na to pytanie spe∏z∏y na niczym, wymagajà bowiem szczegó-
∏owego spisu ca∏kowitej iloÊci materii we WszechÊwiecie – a jest
to trudne, gdy˝ jej wi´kszoÊç wyst´puje w postaci niewidzialnej
ciemnej materii.

Lecz dzi´ki badaniu ewolu-

cji gromad galaktyk pojawi∏o
si´ nowe podejÊcie. Gromady
rozrastajà si´, zbierajàc w cza-
sie swojego ˝ycia materi´, do-
póki nie wyczerpià si´ jej za-
soby w zasi´gu ich oddzia-
∏ywania grawitacyjnego. Im
wi´cej materii poch∏onà, tym
szybciej b´dà ros∏y i stanà
si´ wi´ksze (z prawej). JeÊli
WszechÊwiat ma wystarczajà-
co du˝o materii, by powstrzy-
maç swà ekspansj´, to mniej
ni˝ 10% dzisiejszych masyw-
nych gromad galaktyk istnia∏o
przed 4 mld lat, a nowe gro-

mady powinny nadal powstawaç i rosnàç. Lecz jeÊli WszechÊwiat
zawiera jedynie czwartà cz´Êç materii potrzebnej do powstrzy-
mania w∏asnej ekspansji, wówczas wszystkie masywne groma-
dy zdo∏a∏y si´ utworzyç 4 mld lat temu – i do dzisiaj nie nastàpi∏
dalszy ich wzrost.

Obserwowane tempo ewolucji gromad sprzyja przyj´ciu tego dru-

giego scenariusza: poniewa˝ gromady galaktyk w∏aÊciwie zatrzyma-
∏y si´ w rozwoju, oznacza to, ˝e we WszechÊwiecie pozosta∏o sto-
sunkowo niewiele materii, a kosmos powinien si´ rozszerzaç

w nieskoƒczonoÊç (chyba ˝e
istniejà formy materii o egzo-
tycznych w∏aÊciwoÊciach fi-
zycznych, takich jak zmienne
w czasie odpychanie grawita-
cyjne). Z innych oszacowaƒ
poczynionych ostatnio i odno-
szàcych si´ do ekspansji ko-
smicznej, które opierajà si´ na
pomiarach odleg∏oÊci do dale-
kich supernowych, a tak˝e na
innych podstawach, wynika to
samo. Chocia˝ sprawa nie jest
jeszcze zamkni´ta, ró˝ne nie-
zale˝ne Êwiadectwa zdajà si´
Êwiadczyç, ˝e astronomowie
poznali ju˝ ostatecznie los
WszechÊwiata.

ZDJ¢CIA RENTGENOWSKIE gromad Coma

(z lewej) i Virgo (z prawej) ukazujà goràcy gaz

mi´dzygalaktyczny zajmujàcy wi´kszoÊç jasnych obszarów w tych obiektach. Gaz w gro-
madzie Coma przybiera bardziej regularny kszta∏t ni˝ w Virgo, co mo˝e Êwiadczyç o tym,
˝e gromada ta osiàgn´∏a bardziej zaawansowane stadium ewolucji. Obie gromady otacza
wpadajàca do nich materia.

J. PATRICK HENRY, ULRICH G. BRIEL i HANS BÕHRINGER

ZAKRES

ZGODNY

Z OBSERWACJAMI

100

90

80

70

60

50

40

30

20

10

0

0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

1

ÂREDNIA G¢STOÂå WSZECHÂWIATA (JEDNOSTKI KOSMOLOGICZNE)

PROCENT GROMAD UTWORZONYCH

W CIÑGU OSTATNICH 4 MLD LAT

Od ewolucji gromad do ewolucji kosmicznej

SLIM FILMS

si´ zbyt daleko, by da∏o si´ je szczegó∏o-
wo badaç; mo˝na jedynie wyró˝niç ich
Êrednie w∏asnoÊci.

Jeden z nas (Henry) zastosowa∏ t´ me-

tod´ do danych obserwacyjnych uzyska-
nych z satelity rentgenowskiego ASCA.
Odkry∏ on, ˝e odleg∏e, m∏odsze gromady
sà ch∏odniejsze ni˝ te bli˝sze i starsze.
Z takich zmian temperatury wynika, ˝e
z czasem gromady stajà si´ gor´tsze i tym
samym masywniejsze – co jest kolejnym
potwierdzeniem modelu ewolucji „z
do∏u do góry”. Na podstawie
tych obserwacji naukowcy
oszacowali Êrednie tempo
ewolucji gromady. A ponie-
wa˝ zwiàzane jest ono z ewo-
lucjà WszechÊwiata jako ca-
∏oÊci oraz z w∏aÊciwoÊcia-
mi ciemnej materii, wysnuli
wniosek, ˝e WszechÊwiat b´-
dzie si´ rozszerza∏ w nie-
skoƒczonoÊç [ramka na po-
przedniej stronie].

Nowe obserwacje rentge-

nowskie pomogà zapewne w
wyjaÊnieniu kwestii pozo-
sta∏ej ciemnej materii w gro-
madach. Do koƒca roku 2000
na orbicie umieszczone zo-
stanà trzy nowoczesne ob-
serwatoria promieniowania
rentgenowskiego: amerykaƒ-
skie Advanced X-ray Astrophy-
sics Facility, europejskie X-ray
Multi-mirror Mission oraz ja-
poƒskie ASTRO-E.

W tym czasie obserwacje

prowadzone w skrajnym ul-
trafiolecie przynios∏y nowe
zagadki. Skrajny ultrafiolet
ma energi´ tylko niewiele
ni˝szà od promieniowania
rentgenowskiego. Jest bar-
dzo silnie poch∏aniany przez
materi´ naszej Galaktyki, tak
wi´c astronomowie sàdzili,
˝e wi´kszoÊç gromad nie jest widoczna
w tym paÊmie d∏ugoÊci fal. Lecz ostatnio
Richard Lieu z University of Alabama
w Huntsville i C. Stuart Bowyer z Uni-
versity of California w Berkeley badali
wraz z kolegami pi´ç gromad za pomo-

cà czu∏ego na t´ d∏ugoÊç fal satelity
Extreme Ultraviolet Explorer.

Odkryli oni, ˝e gromady te Êwiecà ja-

sno w skrajnym ultrafiolecie. By∏o to
w pewnym stopniu tak samo nieocze-
kiwane jak pierwsze wykrycie promie-
ni X w gromadach na poczàtku lat sie-
demdziesiàtych. Chocia˝ pewna cz´Êç
promieniowania pochodzi od tego sa-
mego gazu, który wytwarza promienie
X, wydaje si´, ˝e co najmniej w niektó-
rych z tych gromad istnieje dodatkowe

jego êród∏o. Odkrycie to jest bardzo
Êwie˝e i nie zosta∏o jeszcze do tej pory
wyjaÊnione. A jeÊli astronomowie po raz
pierwszy obserwujà inny sk∏adnik ciem-
nej materii gromad? Przysz∏e orbitalne
obserwatoria rentgenowskie byç mo˝e

pozwolà zidentyfikowaç t´ nowà sk∏a-
dowà materii gromad.

Astronomów zajmujàcych si´ tego ro-

dzaju badaniami ∏àczy szczególna wi´ê
z Charlesem Messierem, który usi∏owa∏
dostrzec s∏abe plamki Êwiat∏a w gwiaz-
dozbiorze Panny, nie zdajàc sobie spra-
wy z ich prawdziwego znaczenia. Choç
dzisiejsza technika jest ju˝ bardzo za-
awansowana, nadal usi∏ujemy pojàç ich
istot´. Czujemy si´ równie˝ zwiàzani
z przysz∏ymi obserwatorami, gdy˝ na-

uka czyni post´py powoli. Korzystamy
z doÊwiadczeƒ naszych poprzedników
i dzielimy si´ wiedzà z tymi, którzy
przyjdà po nas.

T∏umaczy∏

Zbigniew Loska

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1999 33

PRZYBLI˚ONA ÂREDNICA W LATACH ÂWIETLNYCH (SKALA LOGARYTMICZNA)

10

2

10

3

10

4

10

5

10

6

10

7

10

8

10

9

10

10

10

0

GWIAZDA I UK¸AD PALNETARNY
10

–1

DO 10

2

M

GROMADA GWIAZD
10

2

DO 10

6

M

GALAKTYKA
10

11

M

GRUPA
GALAKTYK
10

13

M

GROMADA
GALAKTYK
10

15

M

SUPERGROMADA
10

16

M

MURY I PUSTKI
10

17

M

OBSERWOWALNY
WSZECHÂWIAT
10

22

M

HIERARCHIA STRUKTUR KOSMICZNYCH rozciàga si´ od gwiazd i planet do ca∏ego WszechÊwia-
ta. Najwi´ksze obiekty utrzymywane razem przez grawitacj´ to gromady galaktyk o masach 10

15

razy

przewy˝szajàcych mas´ S∏oƒca (oznaczonà jako M.

O

). Chocia˝ istnieje wy˝szy poziom organizacji zawie-

rajàcy supergromady i wielkie mury, struktur tych nie utrzymujà si∏y grawitacji. Na jeszcze wi´kszych
skalach WszechÊwiat nie wykazuje istnienia ˝adnych tworów. Astronomowie uwa˝ajà wszystkie te
struktury za wynik sukcesywnego gromadzenia si´ mniejszych jednostek

.

SLIM FILMS

Informacje o autorach

J. PATRICK HENRY, ULRICH G. BRIEL i HANS BÖHRINGER zajmujà si´ badaniem promie-

niowania rentgenowskiego gromad galaktyk. Dwaj pierwsi spotkali si´ pod koniec lat sie-

demdziesiàtych podczas pracy w Smithsonian Astrophysical Observatory nad jednym z in-

strumentów satelity Einstein X-ray Observatory. Henry jest obecnie profesorem astronomii

w University of Hawaii. Mówi, ˝e lubi siadaç na werandzie swego domu i obserwujàc ∏o-

dzie ˝aglowe uwijajàce si´ wokó∏ cypla Diamond Head, rozmyÊlaç o wielkoskalowej struk-

turze WszechÊwiata. Briel i Böhringer sà pracownikami Max-Planck-Institut für extraterrestri-

sche Physik w Garching. Briel jako obserwator testowa∏ i kalibrowa∏ instrument pomiarowy

znajdujàcy si´ na pok∏adzie satelity ROSAT, sporzàdzajàcy mapy temperatury opisywane

w tym artykule. Böhringer jest teoretykiem zajmujàcym si´ badaniem gromad galaktyk, ko-

smologià oraz oÊrodkiem mi´dzygwiazdowym.

Literatura uzupe∏niajàca

X-RAY EMISSION FROM CLUSTERS OF GALAXIES.

Craig L. Sarazin; Cambridge University

Press, 1988.

CLUSTERS AND SUPERCLUSTERS OF GALAXIES.

Red.

A. C. Fabian; Kluwer Academic Publishers,

1992.

STORMY WEATHER IN GALAXY CLUSTRERS.

Jack

O. Burns, Science, vol. 280, ss. 400-404,

IV/1998

AN X-RATED VIEW OF THE SKY.

Joshua N. Winn,

Mercury, vol. 27, nr 1, ss. 12-16, I-II/1998.