Kujutise krediit: ESO
Euroopa ja Tšiili astronoomide meeskond on avastanud 8 miljardi valgusaasta kaugusel mitu suurt galaktikate klastrit, mis peaksid andma ülevaate universumi struktuurist ja arengust. Galaktikaparved avastati ESA XMM-Newtoni kosmoseteleskoobi ja ESO väga suure teleskoobi piltide ühendamise teel. Galaktikaparved ei ole ühtlaselt jaotunud, vaid paistavad universumi moodi veebi moodi ja näib, et nende klastrite kuju pole muutunud, kuna universum oli väga noor.
Kasutades ESA XMM-Newtoni satelliiti, on Euroopa ja Tšiili astronoomide meeskond [2] saanud maailma kõige sügavama kosmose röntgenpildi „laia vaateväljaga“. See läbitungiv vaade, mida täiendavad mõne suurima ja tõhusaima maapealse optilise teleskoobi, sealhulgas ESO väga suure teleskoobi (VLT) vaatlused, on avastanud mitu suurt galaktikate klastrit.
Need ambitsioonika uurimisprogrammi varased tulemused on äärmiselt lootustandvad ja sillutavad teed väga põhjalikule ja põhjalikule galaktikate klastrite loendusele erinevatel ajajärkudel. Tuginedes kõige tähtsamale astronoomilisele tehnoloogiale ja võrreldamatu vaatlustõhususega, on selle projekti eesmärk pakkuda uusi teadmisi kauge universumi struktuurist ja arengust.
Universaalne veeb
Erinevalt rannas olevatest liivateradest ei ole aine universumis ühtlaselt jaotunud. Selle asemel koondatakse see galaktikatesse, mis ise koonduvad klastriteks (ja isegi klastrite klastriteks). Need klastrid on kogu universumis n-ö nööbitud struktuuris, vt. ESO PR 11/01.
Meie galaktika, näiteks Linnutee, kuulub nn kohalikku gruppi, kuhu kuulub ka Messier 31 ehk Andromeda galaktika. Kohalik rühm sisaldab umbes 30 galaktikat ja selle mõõtmed on paar miljonit valgusaastat. Muud klastrid on palju suuremad. Koma klaster sisaldab tuhandeid galaktikaid ja selle mõõtmed on üle 20 miljoni valgusaasta. Teine tuntud näide on Neitsi klaster, mis katab taevas mitte vähem kui 10 kraadi!
Galaktikate klastrid on universumi kõige massiivsemad seotud struktuurid. Nende mass on suurusjärgus tuhat miljonit miljonit korda suurem kui meie Päikese mass. Nende kolmemõõtmeline ruumijaotus ja arvu tihedus muutuvad koos kosmilise ajaga ja pakuvad ainulaadsel viisil teavet peamiste kosmoloogiliste parameetrite kohta.
Ligikaudu viiendik klastri optiliselt nähtamatust massist on galaktikate vahel hajuva kuuma gaasi kujul. Selle gaasi temperatuur on suurusjärgus mitukümmend miljonit kraadi ja tihedus suurusjärgus üks aatom liitri kohta. Nii kõrgetel temperatuuridel tekitab see võimsa röntgenkiirguse.
Selle galaktikatevahelise gaasi ja mitte ainult üksikute galaktikate vaatlemine on nagu linna ehitiste nägemine päevasel ajal, mitte ainult öösel valgustatud akende nägemine. Seetõttu on galaktikate klastrid kõige parem avastada röntgenkiirgussatelliitide abil.
Varasemate röntgenkiirgussatelliitide abil on astronoomid läbi viinud piiratud uuringud lähedalasuva Universumi suuremahulisest struktuurist. Siiski puudusid neil seni vahendid, et laiendada otsinguid kauge universumi suurtele mahtudele.
XMM-Newtoni laia vaatega vaatlused
Marguerite Pierre (CEA Saclay, Prantsusmaa) kasutas koos Euroopa / Tšiili astronoomide meeskonnaga, keda tuntakse kui XMM-LSS konsortsiumi [2], ja kasutas ESA röntgenikiirguse vaatluskeskuse XMM-Newton suurt vaatevälja ja kõrget tundlikkust otsige galaktikate kaugeid rühmitusi ja kaardistage nende levik ruumis. Nad nägid tagasi umbes 7000 miljonit aastat tagasi kosmoloogilise ajastu poole, kui Universum oli praegusest suurusest ja vanusest umbes poole väiksem, kui galaktikate klastrid olid tihedamalt pakendatud.
Klastrite jälgimine on vaevarikas ja mitmeastmeline protsess, mis nõuab nii kosmose kui ka maapealseid teleskoope. XMM-iga tehtud röntgenipiltide seast oli tõepoolest võimalik valida mitukümmend klastrikandidaadi objekti, mis tuvastati tõhustatud röntgenkiirguse aladena (vrd PR Foto 19b / 03).
Kuid kandidaatide olemasolust ei piisa! Need tuleb kinnitada ja täiendavalt uurida maapealsete teleskoopide abil. Paralleelselt XMM-Newtoniga kasutab Pierre Hawaii Mauna Kea 4-meetrise Kanada-Prantsusmaa-Hawaii teleskoobi külge kinnitatud väga lainurkokaameraga optilist läbilõiget samast kosmosepiirkonnast. Seejärel kammib kohandatud arvutiprogramm XMM-Newtoni andmeid, otsides röntgenikiirte kontsentratsioone, mis viitavad suurtele, laiendatud struktuuridele. Need on klastrid ja moodustavad ainult umbes 10% tuvastatud röntgenikiirguse allikatest. Teised on enamasti kauged aktiivsed galaktikad.
Tagasi maapinnale
Kui programm leiab klastri, suumib see piirkonda ja teisendab XMM-Newtoni andmed röntgenikiirguse kontuurkaardiks, mis seejärel asetatakse CFHT-optilisele kujutisele (PR Photo 19c / 03). Astronoomid kontrollivad seda, kas laiendatud röntgenkiirguse piirkonnas on midagi nähtavat.
Kui midagi nähakse, nihkub teos maailma ühe peamise optilise / infrapuna-teleskoobi - Euroopa lõunaobservatooriumi väga suure teleskoobi (VLT) juurde Paranali (Tšiili). FORS-i mitme režiimiga instrumentide abil suumivad astronoomid väljal asuvaid üksikuid galaktikaid spektrimõõtmistega, mis näitavad nende üldisi omadusi, eriti punanihke ja seega ka vahemaad.
Klastri galaktikatel on sarnased vahemaad ja need mõõtmised tagavad keskmiselt klastri kauguse ja kiiruse hajumise klastris. FORSi instrumendid on seda tüüpi töö jaoks kõige tõhusamad ja mitmekülgsemad, võttes keskmiselt 30 galaktika spektrit korraga.
Esimesed spektroskoopilised vaatlused, mis olid pühendatud XMM-LSS galaktikaparvede tuvastamisele ja punanihke mõõtmisele, toimusid 2002. aasta sügisel kolmel ööl.
2003. aasta märtsi seisuga oli kirjanduses teada ainult 5 klastrit, kui punasekkel oli niivõrd suur ja spektroskoopiliselt mõõdetud punanihked olid piisavad kiiruse hajutatuse hindamiseks. Kuid VLT võimaldas hajuda kaugemas klastris vaid 2 tunniga, mis tekitas suuri ootusi tulevaseks tööks.
700 spektrit
Marguerite Pierre on äärmiselt rahul: ilm ja töötingimused VLT-s olid optimaalsed. Ainult kolmel ööl täheldati 12 klastrivälja, mis andsid vähemalt 700 galaktikate spektrit. Üldine strateegia osutus väga edukaks. VLT ja FORS-i kõrge vaatlusefektiivsus toetab meie plaani viia läbi järeluuringud paljude kaugel asuvate klastrite kohta suhteliselt vähese vaatlusajaga. See tähendab tõhususe märkimisväärset kasvu võrreldes varasemate otsingutega.
Käesolev uurimisprogramm on hästi alanud, näidates selgelt selle uue mitme teleskoobiga lähenemisviisi teostatavust ja selle väga suurt tõhusust. Ja Marguerite Pierre ja tema kolleegid näevad juba esimesi ahvatlevaid tulemusi: see näib kinnitavat, et 7000 miljoni aasta tagused klastrite arv erineb tänasest vähe. Seda konkreetset käitumist ennustavad Universumi mudelid, mis laienevad igaveseks, juhtides galaktikaparve üha kaugemale.
Samavõrd oluline on see XMM-LSS konsortsiumi poolt välja töötatud mitme lainepikkusega ja mitme teleskoobiga lähenemisviis galaktikate klastrite leidmiseks ka otsustav järgmine samm kosmose ja maapealsete vaatluskeskuste viljakas sünergias ning on seetõttu põhiline tugipunkt peatselt avatav virtuaalne vaatluskeskus.
Rohkem informatsiooni
See töö põhineb kahel ettekandel, mis avaldatakse professionaalses astronoomiaajakirjas Astronomy and Astrophysics (XMM-LSS uuring: I. Teaduslikud motivatsioonid, kavandamine ja esimesed tulemused Marguerite Pierre jt poolt, astro-ph / 0305191 ja The XMM -LSS-uuring: II. Esimesed suure punanihkega galaktikaparved: lõdvestunud ja kokku varisevad süsteemid, autorid Ivan Valtchanov jt, astro-ph / 0305192).
Dr M. Pierre peab sel teemal kutsutud kõne IAU sümpoosionil 216 - Kosmose kaardid - sel neljapäeval, 17. juulil 2003 IAU Peaassamblee ajal Sydneys, Austraalias.
Märkused
[1]: See on ESO / ESA kooskõlastatud väljaanne.
[2]: XMM-LSS konsortsiumi juhib Service d’Astrophysique du CEA (Prantsusmaa) ja see koosneb instituutidest Suurbritanniast, Iirimaalt, Taanist, Hollandist, Belgiast, Prantsusmaalt, Itaaliast, Saksamaalt, Hispaaniast ja Tšiilist. XMM-LSS projekti kodulehega saab tutvuda aadressil http://vela.astro.ulg.ac.be/themes/spatial/xmm/LSS/index_e.html
[3]: Astronoomias tähistab “punane nihe” murdosa, mille võrra objekti spektris olevad jooned nihkub pikemate lainepikkuste poole. Kuna kosmoloogilise objekti punane nihe suureneb kaugusega, annab kauge galaktika täheldatud punane nihe ka selle kauguse.
Algne allikas: ESO pressiteade
