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星系团中存在热气体的最初证据来自第一代X射线望远镜。在它们的视野中，星系团是强X射线辐射源，但X射线辐射并非集中在某些星系上，而是散布在整个星系团中。也就是说，辐射源是包裹着整个星系团的热气体。虽然气体本身不能在可见光波段被观测到，但因其高温，在X射线波段却异常明亮，尤其是在星系团的中央区域。实际上，目前认为，热气体云是星系团的突出特征之一。

星系团的可见光（背景）与X射线（等高线）图象。

进一步的研究更表明，这些被约束在星系团引力势阱中弥漫而稀薄的热气体实际上占据了星系团中重子物质的大半，集中了整个星系团15%的质量。又由于有如下关系式成立，热气体的动力学特征应该是与成员星系及恒星一致的。

kT ~ μm_pσ² ~ 7×10^σ(s/1000 kms^-1)² K

其中σ是星系团速度的弥散，m_p是质子质量，μ是分子的平均质量。再加上气体相对均匀的分布特性，如此热气体就可以作为探究星系结构与演化的钥匙。而如今的大型X射线空间望远镜，包括钱德拉X射线天文台和XMM-牛顿在内，主要的观测对象之一即是星系团，更确切的说是这些星系团内的热气体。

　

热气体的特性

热气体在星系团中处于流体平衡状态，描述它们的特性只要用理想气体定律即可。其分布往往延展到星系团可见半径之外，形成热气体晕，且不与任何单独的星系相联系。人们发现这些气体的X射线光谱中含有高度电离的铁线，这表明它们并非原初组分。星系间的并合可能会为热气体带来大量重元素，加大其金属性。而不同类型的超新星也会为气体添加不同的重元素，故研究不同区域热气体中金属元素的分布也有助于对超新星的研究，进而了解星系早期恒星形成的历史。

星系团中热气体的压强与温度随半径的变化关系。

星系团中热气体的金属元素分布，铁、镍、硅、硫、镁等元素的分布说明II型超新星遍布整个星系团；而Ia型超新星集中在星系团中心区域。

加热气体的机制可能包括早星系团期的碰撞和现今星系的碰撞。除非在密度较大的区域，气体冷却所需要的时间都相当长。在气体的高温下，起主导作用的辐射是轫致辐射，即自由电子经过离子时发生的电子辐射。

　

冷暗物质的热证据

热气体的温度高达10⁷至10⁸开尔文，其热运动速度自然十分可观。为约束住如此高温气体，星系团应有的质量远远在可见物质质量之上。所需的大量不可见质量正来自于天文学家孜孜寻找的暗物质。由于总量巨大，暗物质也是决定气体分布的关键因素，测量热气体也就等于间接研究了神秘的暗物质。

一个很好的例子是星系团Abell 2029，它为天文学家提供了有关星系团中央区域暗物质分布的信息。该星系团形状规则，没有迹象表明它曾经在其他星系团的作用下发生变形，正是研究星系团结构的绝好样本。利用2000年拍摄的Abell 2029X射线图象，加州大学的Aaron Lewis等人由辐射强度分布和对应的温度推算出了暗物质的准确密度分布：星系群中央最高，外周依次递减。

星系团Abell 2029的X射线（左）与可见光（右）图象。（图片提供：X射线：NASA/CXC/UCI/A.Lewis et al.；可见光：Pal.Obs. DSS）

这样的分布是与冷暗物质模型的预言相符的。与之相对的热暗物质模型则认为，暗物质在整个星系团中均匀分布。如果Abell 2029确实是典型的星系团，那么此项观测即说明，宇宙中物质总量的大半应为运动缓慢的冷暗物质粒子。当然，确切的结论还需要更多观测数据的支持，最好还是由粒子物理学家直接发现暗物质粒子:P

而热气体并不平静的运动有时也能给人们提供暗物质分布的细节信息。如天炉星系团的X射线照片揭示出了星系团中心气体的彗状分布。此种结构的成因是有一团致密的气体云正在穿越大范围稀薄气体云运动。结合在可见光波段上对星系的观测，天文学家推测，星系团中心的成员正朝向一个以暗物质为主的结构运动。

天炉星系团中心区域的高温气体及外缘星系运动示意。数十亿年后，这些星系将星系团中心相撞。（图片提供：CXC/M.Weiss）

　

热气体的狂暴运动

热气体的分布并非均匀。根据天文学家的推算，在星系团中心区，热气体应在逐渐冷却的同时均匀流入核心，为形成新一代星系和恒星提供原料。但实际观测所见往往有大量的例外。空穴、泡状结构和亮斑是星系团中央的常见风景。而星系团中心的爆发性事件和特大质量黑洞的喷流和磁场也成了影响气体分布的重要因素。

图片提供：CXC, NASA

如左上图展现的是半人马星系团中心区的场景，自红至蓝的色彩代表的温度由低至高。图中可清晰地看出气体在流入中央占支配地位的巨型星系的同时逐渐变冷变密。右上图则展现了长蛇A中受磁场和爆发事件影响后的气体分布。这些因素使流入星系团核心的气体流发生偏转，形成弧圈结构，并可能为形成新的星系提供条件。

左下、右下两图则是英仙星系团中心地带热气体的照片。左图中央的亮源即是星系团中央的星系NGC 1275核心的特大质量黑洞，其旁边的两个暗区则各相当于银河系大小，是黑洞喷流中的高能粒子磁场穿过热气体所致，暗区周围包裹着的正是炽热的气体，较长的暗斑则被认为是正与NGC 1275发生并合的小星系。右图是热气体云中的压力波产生的“涟漪”（频率比钢琴中央C之上B键的音高还要低57个八度），它也是特大质量黑洞所致。有天文学家推断，正是这样的涟漪维系住了气体的超高温度。不过由于辐射黯淡的缘故，对外围热气体的观测还比较少，相关的特性也还有待研究。

　

星系团的并合——自下而上

星系团间的碰撞类似于气象学上两个高压锋面之间的相互作用，能产生宇宙中的风暴。星系间强大的引力相互作用导致热气体运动加速，其结果就是激波，它会将原本温度就很高的星系际气体进一步加热。

关于宇宙结构的形成，有两种不同的理论，一为“自下而上”（bottom-up），即先形成较小的不规则结构，再并合而成较大较规则的结构；另一种则为“自上而下”（top-down），过程与前者相反。较小的星系团间的并合无疑是说明自下而上模型的生动教材。幸运的是，利用X射线对星系团内热气体的观测，人们确实目睹了当前发生的一些并合过程。

正在发生并合的星系团——Abell 754的想象图。该碰撞事件释放的能量是已知除大爆炸外最多的。（图片提供：ESA）

如XMM-Newton所观测到的Abell 754就是一例。该星系团距离我们相对较近，在约8亿光年以外，这在某种程度上也说明宇宙中最大的自引力结构至今仍在形成着。除却了解星系团的演化，对星系并合的研究还能帮助宇宙学家进一步了解暗物质或暗能量的分布。

　

宇宙探针——Sunyaev-Zel’dovich效应

以俄国物理学家Rashid Sunyaev和Yakov Zel’dovich命名的Sunyaev-Zel’dovich效应，是宇宙微波背景辐射的光子穿过星系团时，因被热气体散射至高能波段而导致的背景辐射谱变化。在这一过程中，背景辐射的光子与热气体云中的电子相遇并产生碰撞，光子能量产生变化。宇宙微波背景辐射本来接近理想的黑体谱，经此过程后辐射谱会稍有变形。研究背景辐射与黑体谱的偏差会向人们提供有关宇宙结构和演化的线索。

Sunyaev-Zel’dovich的零点是217GHz。在低频段，星系团所在的地方会有辐射强度的下降，而高频段则有增亮。这是由于散射过程中，原先的低能光子被散射到能量较高的波段上而导致的。利用Sunyaev-Zel’dovich效应为探针，天文学家可以研究很远处的星系团，或获取热气体密度的信息，进而了解星系团的演化或暗物质的分布。

星系团Abell 2218的Sunyaev-Zel’dovich效应。背景图为ROSAT卫星的X射线图象，等高线则为BIMA干涉仪所观测到的28.5 GHz射电图象，代表了宇宙背景辐射的亏缺情况。在X射线辐射最强的区域，射电波段与黑体谱的偏差是最大的。

　

参考资料：

[1] Hot gas reveals cold dark matter
[2] APOD
[3] Hot Gas in Clusters of Galaxies
[4] The heating of gas in a galaxy cluster by X-ray cavities and large-scale shock fronts, B. R. McNamara et. al., Nature, vol. 433, January 2005