Międzynarodowemu zespołowi astronomów [2] udało się z dużą dokładnością zmierzyć prędkości dużej liczby mgławic planetarnych [3] w przestrzeni międzygalaktycznej w gromadzie galaktyk w Pannie. W tym celu wykorzystali bardzo wydajny spektrograf FLAMES [4] na bardzo dużym teleskopie ESO w Obserwatorium Paranal (Chile).
Te gwiazdy mgławic planetarnych swobodnie unoszące się w pozornie pustej przestrzeni między galaktykami dużych gromad mogą być użyte jako „sondy” sił grawitacyjnych działających w tych gromadach. Śledzą masy, zarówno widoczne, jak i niewidoczne, w tych regionach. To z kolei pozwala astronomom badać historię powstawania tych dużych związanych struktur we wszechświecie.
Dokładne pomiary prędkości 40 tych gwiazd potwierdzają pogląd, że Panna jest wysoce niejednorodną gromadą galaktyk, składającą się z kilku podjednostek, które nie miały jeszcze czasu na osiągnięcie równowagi. Te nowe dane wyraźnie pokazują, że Gromada galaktyk w Pannie wciąż się tworzy.
Po raz pierwszy dowodzą również, że jedna z jasnych galaktyk w badanym regionie, Messier 87, ma bardzo rozszerzoną aureolę gwiazd, sięgającą co najmniej 65 kpc. To ponad dwa razy więcej niż nasza galaktyka, Droga Mleczna.
Młoda gromada
Gromada Panny w odległości około 50 milionów lat świetlnych jest najbliższą gromadą galaktyk. Znajduje się w konstelacji zodiakalnej Panny (Dziewicy) i zawiera wiele setek galaktyk, od gigantycznych i masywnych galaktyk eliptycznych i spirali, takich jak nasza Droga Mleczna, po galaktyki karłowate, setki razy mniejsze od ich dużych braci. Francuski astronom Charles Messier wszedł do 16 członków gromady Panny w swoim słynnym katalogu mgławic. Obraz rdzenia klastra uzyskany aparatem Wide Field Imager w Obserwatorium ESO La Silla został opublikowany w zeszłym roku jako PR Zdjęcie 04a / 03.
Uważa się, że gromady galaktyk uformowały się przez długi okres czasu przez zgromadzenie mniejszych istot, poprzez silne przyciąganie grawitacyjne z ciemnej i świetlistej materii. Gromada w Pannie jest uważana za stosunkowo młodą gromadę, ponieważ wcześniejsze badania ujawniły małe „podgrupy galaktyk” wokół głównych galaktyk Messier 87, Messier 86 i Messier 49. Te podgrupy muszą się jeszcze połączyć, aby utworzyć gęstszą i gładsza gromada galaktyk.
Ostatnie obserwacje wykazały, że tak zwana przestrzeń „wewnątrz gromady”, obszar między galaktykami w gromadzie, jest przesiąknięta rzadką „populacją gwiazd wewnątrz gromady”, którą można wykorzystać do szczegółowego badania struktury gromady.
Kosmiczni wędrowcy
Pierwsze odkrycia gwiazd wewnątrz gromady w gromadzie w Pannie dokonały nieoczekiwanie włoska astronomka, Magda Arnaboldi (Obserwatorium Torino, Włochy) i jej koledzy, w 1996 r. W celu zbadania rozszerzonych aurel galaktyk w gromadzie w Pannie z ESO Nowe Teleskop Technologiczny w La Silla, szukali obiektów znanych jako „mgławice planetarne” [3].
Mgławice planetarne (PNe) można wykryć na duże odległości od ich silnych linii emisyjnych. Te wąskie linie emisji pozwalają również na dokładny pomiar ich prędkości radialnych. Mgławice planetarne mogą zatem służyć do badania ruchów gwiazd w obszarach halo odległych galaktyk.
W swoich badaniach astronomowie odkryli kilka mgławic planetarnych najwyraźniej niezwiązanych z żadnymi galaktykami, lecz poruszających się w polu grawitacyjnym całej gromady. Ci „wędrowcy” należeli do nowo odkrytej wewnątrz gwiazdowej populacji gwiazd.
Od czasu tych pierwszych obserwacji odkryto kilkaset tych wędrowców. Muszą reprezentować wierzchołek góry lodowej ogromnej populacji gwiazd rojących się między galaktykami w tych ogromnych gromadach. Rzeczywiście, ponieważ mgławice planetarne są ostatnim etapem wspólnych gwiazd o niskiej masie - takich jak nasze Słońce - są one reprezentatywne dla ogólnej populacji gwiazd. A ponieważ mgławice planetarne są raczej krótkotrwałe (kilkadziesiąt tysięcy lat - błyskawica w astronomicznych skalach czasowych), astronomowie mogą oszacować, że jedna gwiazda na około 8 000 milionów gwiazd typu słonecznego jest widoczna jako mgławica planetarna w dowolnym momencie. Musi zatem istnieć porównywalna liczba gwiazd pomiędzy galaktykami, jak w samych galaktykach. Ale ponieważ są rozcieńczone w tak ogromnej objętości, są ledwo wykrywalne.
Ponieważ gwiazdy te są w przeważającej części stare, najbardziej prawdopodobne wytłumaczenie ich obecności w przestrzeni wewnątrz gromady polega na tym, że powstały one w obrębie poszczególnych galaktyk, które zostały następnie pozbawione wielu swoich gwiazd podczas bliskich spotkań z innymi galaktykami podczas początkowych etapów formowania gromady. Te „zagubione” gwiazdy zostały następnie rozproszone w przestrzeń wewnątrzlusterową, gdzie je teraz znajdujemy.
W ten sposób mgławice planetarne mogą zapewnić wyjątkową kontrolę liczby, rodzaju gwiazd i ruchów w regionach, które mogą przenosić znaczną ilość masy. Ich ruchy zawierają zapis kopalny historii interakcji galaktyk i powstawania gromady galaktyk.
Mierzenie prędkości umierających gwiazd
Międzynarodowy zespół astronomów [2] kontynuował szczegółowe badanie ruchów mgławic planetarnych w gromadzie w Pannie, aby określić jego strukturę dynamiczną i porównać ją z symulacjami numerycznymi. W tym celu przeprowadzili trudny program badawczy, mający na celu potwierdzenie znalezionych wcześniej mgławic planetarnych wewnątrz gromady i pomiar ich prędkości radialnych w trzech różnych regionach („polach pomiarowych”) w jądrze gromady Panny.
Nie jest to łatwe zadanie. Emisja w głównej linii emisji tlenu z mgławicy planetarnej w Pannie jest porównywalna z emisją 60-watowej żarówki w odległości około 6,6 miliona kilometrów, około 17-krotności średniej odległości do Księżyca. Co więcej, próbki mgławicy planetarnej wewnątrzlusterowej są rzadkie, z zaledwie kilkadziesiąt mgławic planetarnych na polu kwadratu nieba kwadratu - mniej więcej wielkości Księżyca. Obserwacje spektroskopowe wymagają zatem 8-metrowych teleskopów i spektrografów o dużym polu widzenia. Astronomowie musieli więc polegać na spektrografie FLAMES-GIRAFFE na VLT [4], ze swoją stosunkowo wysoką rozdzielczością widmową, polem widzenia wynoszącym 25 arcmin i możliwością pobrania do 130 widm jednocześnie.
Astronomowie zbadali w sumie 107 gwiazd, z których 71 uważano za prawdziwych kandydatów na planetę wewnątrz blasku. Obserwowali od 21 do 49 obiektów jednocześnie przez około 2 godziny na pole. Trzy części badanego rdzenia Panny zawierają kilka jasnych galaktyk (Messier 84, 86, 87 i NGC 4388) oraz dużą liczbę mniejszych galaktyk. Zostali wybrani do reprezentowania różnych podmiotów w klastrze.
Pomiary spektroskopowe mogłyby potwierdzić intraclowy charakter 40 badanych mgławic planetarnych. Dostarczyli także bogatą wiedzę na temat struktury tej części gromady Panny.
W trakcie robienia
Na pierwszym polu w pobliżu Messiera 87 (M87) astronomowie zmierzyli średnią prędkość bliską 1250 km / s i dość małą dyspersję wokół tej wartości. Większość gwiazd na tym polu jest zatem fizycznie związana z jasną galaktyką M87, w taki sam sposób, jak Ziemia jest związana ze Słońcem. Magda Arnaboldi wyjaśnia: „Badanie to doprowadziło do niezwykłego odkrycia, że Messier 87 ma gwiezdną aureolę w przybliżonej równowadze dynamicznej do co najmniej 65 kpc, czyli ponad 200 000 lat świetlnych. Jest to ponad dwa razy więcej niż nasza galaktyka, Droga Mleczna, i nie była wcześniej znana. ”
Dyspersja prędkości obserwowana w drugim polu, które jest daleko od jasnych galaktyk, jest większa niż w pierwszym o czynnik czterokrotnie. Ta bardzo duża dyspersja, wskazująca gwiazdy poruszające się w bardzo różnych kierunkach z różnymi prędkościami, mówi nam również, że to pole najprawdopodobniej zawiera wiele gwiazd wewnątrz gromady, na ruch których ledwo wpływają duże galaktyki. Nowe dane sugerują jako kuszącą możliwość, że ta populacja gwiazd wewnątrz gwiazd może być pozostałością po zakłóceniu małych galaktyk krążących wokół M87.
Rozkład prędkości w trzecim polu, wyprowadzony z widm FLAMES, znów jest inny. Prędkości pokazują podbudowy związane z dużymi galaktykami Messiera 86, Messiera 84 i NGC 4388. Najprawdopodobniej znaczna większość wszystkich tych mgławic planetarnych należy do bardzo rozległej halo wokół Messiera 84.
Ortwin Gerhard (Uniwersytet w Bazylei, Szwajcaria), członek zespołu, jest zachwycony: „Wszystkie te pomiary prędkości potwierdzają pogląd, że Gromada w Pannie jest wysoce nierównomierną i nieluzowaną gromadą galaktyk, składającą się z kilku podjednostek. Dzięki spektrografowi FLAMES byliśmy w stanie obserwować ruchy Gromady Panny w momencie, gdy jej podjednostki wciąż się zbliżają. I z pewnością jest to widok, który warto zobaczyć! ”
Więcej informacji
Wyniki przedstawione w niniejszym komunikacie prasowym ESO są oparte na dokumencie badawczym („Rozkład prędkości widzenia mgławic planetarnych wewnątrzklasowych w rdzeniu gromady panny” autorstwa M. Arnaboldi i in.), Który właśnie ukazał się w czasopiśmie badawczym Astrophysical Journal Letters Vol. 614, s. 1 33
Notatki
[1]: Komunikat prasowy Uniwersytetu w Bazylei na ten temat jest dostępny pod adresem http://www.zuv.unibas.ch/uni_media/2004/20041022virgo.html.
[2]: Członkowie zespołu to Magda Arnaboldi (INAF, Osservatorio di Pino Torinese, Włochy), Ortwin Gerhard (Astronomisches Institut, Universit? T Basel, Szwajcaria), Alfonso Aguerri (Instituto de Astrofisica de Canarias, Hiszpania), Kenneth C. Freeman (Mount Stromlo Observatory, ACT, Australia), Nicola Napolitano (Kapteyn Astronomical Institute, Holandia), Sadanori Okamura (Departament Astronomy, University of Tokyo, Japonia) i Naoki Yasuda (Institute for Cosmic Ray Research, University Tokio, Japonia).
[3]: Mgławice planetarne są gwiazdami podobnymi do Słońca w końcowej fazie umierania, podczas której wyrzucają swoje zewnętrzne warstwy do otaczającej przestrzeni. Jednocześnie odkrywają swój mały i gorący rdzeń gwiezdny, który pojawia się jako „gwiazda białego karła”. Wyrzucona obwiednia jest oświetlana i ogrzewana przez rdzeń gwiezdny i emituje silnie w charakterystyczne linie emisji kilku pierwiastków, zwłaszcza tlenu (przy długości fali 495,9 i 500,7 nm). Ich nazwa wynika z faktu, że niektóre z pobliskich obiektów, takie jak „Mgławica Hantle” (patrz ESO PR Zdjęcie 38a / 98), przypominają dyski olbrzymich planet Układu Słonecznego, oglądane za pomocą małych teleskopów.
[4]: FLAMES, wieloskładnikowy spektrograf światłowodowy FLAMES, jest zainstalowany w 8,2-metrowym teleskopie jednostkowym VLT KUEYEN. Jest w stanie obserwować widma dużej liczby pojedynczych, słabych obiektów (lub małych obszarów nieba) jednocześnie i obejmuje pole nieba o średnicy nie mniejszej niż 25 arcmin, tj. Prawie tak duże jak Księżyc w pełni. Jest to wynik współpracy między ESO, Observatoire de Paris-Meudon, Observatoire de Gen? Ve-Lausanne i Anglo Australian Observatory (AAO).
Oryginalne źródło: ESO News Release
