Źródło zdjęcia: ESO
Zespół europejskich i chilijskich astronomów odkrył kilka dużych gromad galaktyk w odległości 8 miliardów lat świetlnych, które powinny zapewnić wgląd w strukturę i ewolucję Wszechświata. Gromady galaktyk zostały odkryte poprzez połączenie obrazów z kosmicznego teleskopu ESM XMM-Newton i bardzo dużego teleskopu ESO. Gromady galaktyk nie są rozmieszczone równomiernie, ale wydają się rozciągnięte we Wszechświecie jak sieć, a jak dotąd wydaje się, że kształt tych gromad nie zmienił się, odkąd Wszechświat był bardzo młody
Korzystając z satelity ESA XMM-Newton, zespół europejskich i chilijskich astronomów [2] uzyskał do tej pory najgłębsze na świecie zdjęcie rentgenowskie „szerokiego pola” kosmosu. Ten przenikliwy widok, uzupełniony obserwacjami niektórych z największych i najbardziej wydajnych naziemnych teleskopów optycznych, w tym bardzo dużego teleskopu ESO (VLT), doprowadził do odkrycia kilku dużych gromad galaktyk.
Te wczesne wyniki ambitnego programu badawczego są niezwykle obiecujące i otwierają drogę do bardzo kompleksowego i dokładnego spisu gromad galaktyk w różnych epokach. Opierając się na najlepszej technologii astronomicznej i niezrównanej wydajności obserwacyjnej, projekt ten zapewni nowy wgląd w strukturę i ewolucję odległego Wszechświata.
Uniwersalna sieć
W przeciwieństwie do ziaren piasku na plaży materia nie rozprzestrzenia się równomiernie w całym Wszechświecie. Zamiast tego koncentruje się w galaktykach, które same gromadzą się w gromady (a nawet gromady gromad). Klastry te są „nawleczone” w całym Wszechświecie na strukturę podobną do sieci, por. ESO PR 11/01.
Na przykład nasza Galaktyka, Droga Mleczna, należy do tak zwanej Grupy Lokalnej, w skład której wchodzi również „Messier 31”, Galaktyka Andromedy. Grupa lokalna zawiera około 30 galaktyk i mierzy kilka milionów lat świetlnych. Inne klastry są znacznie większe. Gromada Coma zawiera tysiące galaktyk i mierzy ponad 20 milionów lat świetlnych. Innym dobrze znanym przykładem jest gromada Panny, pokrywająca na niebie nie mniej niż 10 stopni!
Gromady galaktyk są najbardziej masywnymi związanymi strukturami we Wszechświecie. Mają masy rzędu tysiąca milionów milionów razy więcej niż nasze Słońce. Ich trójwymiarowy rozkład przestrzeni i gęstość liczb zmieniają się wraz z czasem kosmicznym i dostarczają informacji o głównych parametrach kosmologicznych w unikalny sposób.
Około jedna piąta niewidocznej optycznie masy gromady ma postać rozproszonego gorącego gazu pomiędzy galaktykami. Gaz ten ma temperaturę rzędu kilkudziesięciu milionów stopni i gęstość rzędu jednego atomu na litr. W tak wysokich temperaturach wytwarza silne promieniowanie rentgenowskie.
Obserwowanie tego międzygalaktycznego gazu, a nie tylko poszczególnych galaktyk, jest jak oglądanie budynków miasta w ciągu dnia, a nie tylko oświetlonych okien w nocy. Właśnie dlatego gromady galaktyk najlepiej odkrywać za pomocą satelitów rentgenowskich.
Korzystając z poprzednich satelitów rentgenowskich, astronomowie przeprowadzili ograniczone badania wielkoskalowej struktury pobliskiego Wszechświata. Jednak do tej pory brakowało im narzędzi do rozszerzenia poszukiwań na duże objętości odległego Wszechświata.
Obserwacje szerokiego pola XMM-Newton
Marguerite Pierre (CEA Saclay, Francja) wraz z europejskim / chilijskim zespołem astronomów znanym jako konsorcjum XMM-LSS [2], wykorzystała duże pole widzenia i wysoką czułość obserwatorium rentgenowskiego ESM XMM-Newton do szukaj odległych gromad galaktyk i mapuj ich rozmieszczenie w kosmosie. Mogli cofnąć się o około 7 000 milionów lat do epoki kosmologicznej, kiedy Wszechświat miał około połowy swojej obecnej wielkości i wieku, kiedy gromady galaktyk były ściślej upakowane.
Śledzenie skupisk jest żmudnym, wieloetapowym procesem, wymagającym zarówno teleskopów kosmicznych, jak i naziemnych. Rzeczywiście, ze zdjęć rentgenowskich za pomocą XMM można było wybrać kilkadziesiąt obiektów kandydujących do gromady, zidentyfikowanych jako obszary wzmocnionego promieniowania rentgenowskiego (por. Zdjęcie PR 19b / 03).
Ale posiadanie kandydatów nie wystarczy! Muszą zostać potwierdzone i poddane dalszym badaniom za pomocą teleskopów naziemnych. Wraz z XMM-Newtonem Pierre używa bardzo szerokiego pola obrazowania przymocowanego do 4-metrowego Teleskopu Kanada-Francja-Hawaje na Mauna Kea na Hawajach, aby zrobić optyczną migawkę tego samego obszaru kosmicznego. Dopasowany program komputerowy przeczesuje następnie dane XMM-Newton w poszukiwaniu stężeń promieni rentgenowskich sugerujących duże, rozszerzone struktury. Są to gromady i stanowią tylko około 10% wykrytych źródeł promieniowania rentgenowskiego. Pozostałe to głównie odległe aktywne galaktyki.
Powrót do ziemi
Gdy program znajdzie klaster, powiększa ten obszar i przekształca dane XMM-Newton w mapę konturową natężenia promieniowania rentgenowskiego, która jest następnie nakładana na obraz optyczny CFHT (zdjęcie PR 19c / 03). Astronomowie wykorzystują to do sprawdzenia, czy coś jest widoczne w obszarze zwiększonej emisji promieniowania rentgenowskiego.
Jeśli coś zostanie zauważone, praca przechodzi następnie do jednego z najlepszych na świecie teleskopów optycznych / podczerwonych, Very Large Telescope (VLT) Europejskiego Obserwatorium Południowego w Paranal (Chile). Za pomocą instrumentów wielomodowych FORS astronomowie przybliżają poszczególne galaktyki na polu, wykonując pomiary spektralne, które ujawniają ich ogólną charakterystykę, w szczególności przesunięcie ku czerwieni, a tym samym odległość.
Galaktyki gromadowe mają podobne odległości, a pomiary te ostatecznie zapewniają, poprzez uśrednienie, odległość gromady oraz dyspersję prędkości w gromadzie. Instrumenty FORS są jednymi z najbardziej wydajnych i wszechstronnych do tego typu prac, biorąc średnio widma 30 galaktyk jednocześnie.
Pierwsze obserwacje spektroskopowe poświęcone identyfikacji i pomiarowi przesunięcia ku czerwieni gromad galaktyk XMM-LSS miały miejsce podczas trzech nocy jesienią 2002 roku.
W marcu 2003 r. W literaturze istniało tylko 5 znanych skupień o tak dużym przesunięciu ku czerwieni z wystarczającą ilością przesunięć mierzonych spektroskopowo, aby umożliwić oszacowanie dyspersji prędkości. Ale VLT pozwoliło uzyskać dyspersję w odległym klastrze w zaledwie 2 godziny, co budzi wielkie oczekiwania co do przyszłych prac.
700 widm…
Marguerite Pierre jest bardzo zadowolona: Pogoda i warunki pracy w VLT były optymalne. Tylko w trzy noce zaobserwowano 12 pól gromadowych, dających nie mniej niż 700 widm galaktyk. Ogólna strategia okazała się bardzo udana. Wysoka skuteczność obserwacji VLT i FORS wspiera nasz plan przeprowadzania dalszych badań dużej liczby odległych skupisk przy stosunkowo krótkim czasie obserwacji. Jest to najbardziej znaczący wzrost wydajności w porównaniu do poprzednich wyszukiwań.
Obecny program badawczy rozpoczął się dobrze, wyraźnie pokazując wykonalność tego nowego podejścia do wielu teleskopów i jego bardzo wysoką wydajność. A Marguerite Pierre i jej koledzy już widzą pierwsze kuszące wyniki: wydaje się potwierdzać, że liczba klastrów 7 000 milionów lat temu niewiele różni się od dzisiejszej. To szczególne zachowanie jest przewidywane przez modele Wszechświata, które rozszerzają się na zawsze, rozbijając gromady galaktyk coraz dalej.
Co równie ważne, to podejście o wielu długościach fal i wielu teleskopach opracowane przez konsorcjum XMM-LSS w celu zlokalizowania gromad galaktyk stanowi również decydujący następny krok w żyznej synergii między obserwatoriami kosmicznymi i naziemnymi, a zatem jest podstawowym elementem budulcowym nadchodzące Wirtualne Obserwatorium.
Więcej informacji
Praca opiera się na dwóch artykułach, które zostaną opublikowane w profesjonalnym czasopiśmie astronomicznym, Astronomy and Astrophysics (Badanie XMM-LSS: I. Motywacje naukowe, projekt i pierwsze wyniki Marguerite Pierre i in., Astro-ph / 0305191 i The XMM -LSS badanie: II. Pierwsze gromady galaktyk o wysokim przesunięciu ku czerwieni: zrelaksowane i zapadające się układy autorstwa Ivana Valtchanova i in., Astro-ph / 0305192).
Dr M. Pierre wygłosi zaproszone przemówienie na ten temat podczas IAU Symposium 216 - Maps of the Cosmos - w czwartek 17 lipca 2003 r. Podczas Zgromadzenia Ogólnego IAU 2003 w Sydney w Australii.
Notatki
[1]: To skoordynowane wydanie ESO / ESA.
[2]: Konsorcjum XMM-LSS jest prowadzone przez Service d’Astrophysique du CEA (Francja) i składa się z instytutów z Wielkiej Brytanii, Irlandii, Danii, Holandii, Belgii, Francji, Włoch, Niemiec, Hiszpanii i Chile. Strona główna projektu XMM-LSS znajduje się na stronie http://vela.astro.ulg.ac.be/themes/spatial/xmm/LSS/index_e.html
[3]: W astronomii „przesunięcie ku czerwieni” oznacza ułamek, o który linie w widmie obiektu są przesuwane w kierunku dłuższych fal. Ponieważ przesunięcie ku czerwieni obiektu kosmologicznego rośnie wraz z odległością, obserwowane przesunięcie ku czerwieni odległej galaktyki zapewnia również oszacowanie jej odległości.
Oryginalne źródło: ESO News Release
