煮一锅粥，米粒不会均匀分布：翻滚之后，它们挤成一团一团，中间是稀薄的米汤。星系在宇宙里的行为类似，引力把它们攒成星系团。而团里的「米汤」不是水，是一团温度上千万度、靠 X 射线发光的气体，体量比一锅粥大了几十个数量级，厨房里的经验在这里全都不适用。
一个典型星系团的质量约 10¹⁵ 倍太阳质量。按质量算，约 85% 是暗物质，约 13% 是温度 10⁷ 到 10⁸ K 的团内气体，只有约 2% 是恒星。X 射线、SZ 效应和引力透镜三种方法可以独立称重，结果互相校验，这让星系团成了检验宇宙学参数最干净的实验室之一。
一团上千万度的气体，是它最好用的探针
星系团里的气体不落在星系内部，而是弥漫在整个团的引力势阱中，称为团内介质。
它被引力压缩加热到 10⁷ 到 10⁸ K，这个温度下气体几乎完全电离，自由电子在离子附近偏转时发出热韧致辐射，峰值落在 X 射线波段。
测到辐射的强度分布与谱形，就能反推气体的密度和温度，再由流体静力学平衡假设推出总质量。
三种称重方法，误差来源互不重叠
X 射线给的是气体分布，通过假设气体处于静力学平衡来推总质量。它的弱点在于，如果团正在并合，平衡假设就不成立。
引力透镜测的是总质量对背景光的偏折，完全不依赖气体的状态，是三者中最直接的。它给出的是投影质量，需要反演。
苏尼亚耶夫—泽尔多维奇效应（SZ 效应）测的是低能微波光子被高能电子撞后能量升高，信号强度正比于电子压强沿视线的积分，与红移几乎无关。
三者叠在一起，就得到 85% 暗物质、13% 气体、2% 恒星这个质量预算。
星系团的数量，直接对应物质密度
宇宙学里有一个很有力的量：单位体积内超过某个质量的星系团有多少个。这个「质量函数」对物质密度 Ωm 和密度涨落幅度 σ8 非常敏感。
原因很直观：物质多、涨落大，早期就更容易塌出大质量的团。因此数一数高红移处的大团，就能限制这两个参数。
这也是星系团被称作宇宙学实验室的实际含义——它把宇宙学的参数，翻译成了一个可以数的数目。
但它自己也有没校准好的地方
星系团方法依赖一个关键环节：从可观测量（X 射线流量、SZ 信号）到质量的定标。这一步要靠弱引力透镜或动力学来校准，而定标本身有系统误差。
把星系团给出的 σ8 与微波背景的拟合结果对比，前者偏低约 2 到 3 倍标准差的量级。这个差异在不同巡天中反复出现，但还没到能宣布新物理的程度。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| 后发座星系团红移 | 0.0231 | 光谱测量 |
| 后发座距离 | 约 100 Mpc | 由红移换算 |
| 典型星系团质量 | 约 10¹⁵ 倍太阳质量 | 动力学与透镜联合 |
| 团内气体温度 | 约 10⁷–10⁸ K | X 射线谱拟合 |
| 暗物质质量占比 | 约 85% | 三种方法联合 |
| 恒星质量占比 | 约 2% | 星光加总 |
| σ8 | 0.81 | Planck 2018 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
主要按质量与成员数量划分。星系群的质量在 10¹³ 倍太阳质量量级，星系团在 10¹⁴ 到 10¹⁵ 量级，后者通常有上百到上千个成员星系。
因为气体在塌缩过程中被引力势阱留住并被激波加热，而星系形成时会把大部分气体吹出去。结果是气体成了重子物质的主要形态。
会继续并合长大，但在暗能量主导的加速膨胀下，远处的团会逐渐退出彼此的因果联系，最终孤立的团将不再有新成员加入。
延伸阅读
- Sarazin, C. L. 1988, X-ray Emission from Clusters of Galaxies, Cambridge University Press
- Planck Collaboration 2016, A&A 594, A24（SZ 星系团样本）
- Chandra X 射线天文台官方页面（chandra.harvard.edu）