↗↗↗ 點(diǎn)擊上方“唧唧堂”關(guān)注各學(xué)科最新最熱研究推薦論文解讀

發(fā)現(xiàn)關(guān)注更多研究和研究人，請(qǐng)?jiān)L問唧唧堂網(wǎng)站

www.jijitang.com

文章首發(fā)于唧唧堂網(wǎng)站，作者：唧唧堂研究人 王善欽

星系團(tuán)（Galaxy clusters）是數(shù)十萬(wàn)星系在引力束縛之下結(jié)成的團(tuán)體，是宇宙中被發(fā)現(xiàn)的最重的結(jié)構(gòu)。

譯者補(bǔ)充：下圖為星系團(tuán)IDCS J1426.5+3508（簡(jiǎn)稱為“IDCS J1426”），質(zhì)量為500萬(wàn)億太陽(yáng)質(zhì)量，它形成時(shí)，宇宙年齡只有38億歲（現(xiàn)在是138億歲）。圖來自哈勃望遠(yuǎn)鏡官網(wǎng)，http://www./images/opo1602a/。此圖顏色并非真實(shí)顏色。其中藍(lán)色部分表示NASA的Chandra X射線望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到的X射線輻射，是不可見的，根據(jù)其能量分布給出了偽色圖，綠色表示NASA/ESA的哈勃太空望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到的可見光，紅色表示NASA的斯皮澤紅外望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到的紅外輻射，也是不可見的，根據(jù)輻射得到的偽色圖。Chandra X射線望遠(yuǎn)鏡的數(shù)據(jù)確定了它的質(zhì)量并確認(rèn)其質(zhì)量中有90%位暗物質(zhì)。

星系團(tuán)IDCS J1426.5+3508的多色成像圖（來源：NASA/ESA）

這些星系團(tuán)被嵌在一個(gè)一個(gè)不可見的暗物質(zhì)暈中。星系團(tuán)與暗物質(zhì)暈之間存在關(guān)聯(lián)。暗物質(zhì)暈保存著關(guān)于宇宙暗物質(zhì)含量以及暗能量導(dǎo)致的加速膨脹的大量細(xì)節(jié)。

N體模擬得到的暗物質(zhì)暈結(jié)構(gòu)圖（來源：wiki百科，Dark matter hale 詞條）

傳統(tǒng)上，宇宙學(xué)家僅通過計(jì)算星系團(tuán)與暗物質(zhì)暈的質(zhì)量來預(yù)測(cè)與解釋星系團(tuán)的成團(tuán)。

然而，理論研究與宇宙學(xué)模擬表明，在星系團(tuán)形成的過程中，質(zhì)量并非唯一決定因素。有一個(gè)被稱為“集體偏離（assembly bias）”的東西也能夠影響星系團(tuán)成團(tuán)，在研究星系團(tuán)何時(shí)以及如何成團(tuán)這些問題時(shí)，也必須考慮這個(gè)效應(yīng)。

“模擬向我們表明，集體偏離效應(yīng)是我們的圖景的一部分，” 卡內(nèi)基·梅隆大學(xué)的麥克威廉姆斯宇宙學(xué)中心（McWilliams Center for Cosmology）成員之一的Rachel Mandelbaum說, “在觀測(cè)上確認(rèn)這個(gè)，是我們理解星系與星系團(tuán)的形成與演化的重要一部分?！?/p>

在當(dāng)前的研究中，由[東京大學(xué)]科維里物理與數(shù)學(xué)研究所（the Kavli Institute for the Physics and Mathematics）的 Hironao Miyatake、Surhud More與Masahiro Takada領(lǐng)導(dǎo)的研究團(tuán)隊(duì)分析了來自斯隆數(shù)字巡天（the Sloan Digital Sky Survey）DR8星系表的觀測(cè)數(shù)據(jù)。他們論證說，星系團(tuán)中的星系何時(shí)何處聚集在一起影響了它與周圍的暗物質(zhì)環(huán)境的關(guān)系。

這些研究者根據(jù)每個(gè)星系團(tuán)內(nèi)的星系的空間分布，將近9000個(gè)星系團(tuán)分為兩類。其中一類中，星系向星系團(tuán)中心匯集；另一類中，星系團(tuán)中的星系比較分散。

他們接著用一個(gè)稱為“引力透鏡”的技術(shù)，表明，當(dāng)兩類星系團(tuán)具有同樣的質(zhì)量時(shí)，他們與周圍的環(huán)境的相互作用的方式相當(dāng)不同（譯者注：這意味著，質(zhì)量并不是影響這種相互作用的唯一因素，星系團(tuán)各成員之間的空間分布模式也有很大影響）。內(nèi)部成員比較分散的星系團(tuán)比起那些成員向中心匯集的星系團(tuán)相比，彼此顯著地容易成團(tuán)。

“測(cè)量星系團(tuán)在大尺度結(jié)構(gòu)上彼此匯聚成團(tuán)的方式，是現(xiàn)代宇宙學(xué)的一個(gè)關(guān)鍵。我們能夠知道的是，質(zhì)量不是成團(tuán)的唯一因素,” Mandelbaum 說。

這個(gè)團(tuán)隊(duì)，包括了來自普林斯頓大學(xué)與亞利桑那大學(xué)的研究人員，將一篇論文發(fā)表于《物理評(píng)論快報(bào)》 （Physical Review Letters）。

日本科學(xué)促進(jìn)會(huì)（The Japan Society for the Promotion of Science）, 日本世界頂級(jí)國(guó)際研究中心計(jì)劃（the World Premier International Research Center Initiative）, FIRST項(xiàng)目（the FIRST program）,美國(guó)國(guó)家基金委（the National Science Foundation）, 美國(guó)航天局（NASA）與美國(guó)能源部支持了這個(gè)項(xiàng)目。

參考文獻(xiàn)：

Evidence of Halo Assembly Bias in Massive Clusters

Hironao Miyatake, Surhud More, Masahiro Takada, David N. Spergel, Rachel Mandelbaum, Eli S. Rykoff, and Eduardo Rozo

Phys. Rev. Lett. 116, 041301 – Published 25 January 2016

唧唧堂研究人簡(jiǎn)介：王善欽

點(diǎn)擊“原文閱讀”，查看 王善欽 在唧唧堂所有論文推薦。