Mezinárodnímu týmu astronomů [2] se podařilo s velkou přesností měřit rychlosti velkého počtu planetárních mlhovin [3] v intergalaktickém prostoru uvnitř Panenského shluku galaxií. K tomu použili vysoce účinný spektrograf FLAMES [4] na velmi velkém dalekohledu ESO na Paranal Observatory (Chile).
Tyto planetární mlhoviny, které se volně vznášejí v jinak zdánlivě prázdném prostoru mezi galaxiemi velkých shluků, mohou být použity jako „sondy“ gravitačních sil působících v těchto shlucích. Sledují masy, viditelné i neviditelné, v těchto regionech. To zase umožňuje astronomům studovat historii formování těchto velkých vázaných struktur ve vesmíru.
Přesná měření rychlosti 40 těchto hvězd potvrzují názor, že Panna je vysoce nejednotný galaxický shluk, který se skládá z několika podjednotek, které ještě neměly čas, aby se dostaly do rovnováhy. Tato nová data jasně ukazují, že Virgo Cluster of Galaxies je stále ve výrobě.
Poprvé také dokazují, že jedna z jasných galaxií v této oblasti, Messier 87, má velmi rozšířený halo hvězd, dosahující nejméně 65 kpc. To je více než dvojnásobek velikosti naší vlastní galaxie, Mléčné dráhy.
Mladý klastr
Ve vzdálenosti přibližně 50 milionů světelných let je klastr Panny nejbližší galaxií. Nachází se ve znamení zvěrokruhu Panna (Virgin) a obsahuje mnoho stovek galaxií, od obřích a masivních eliptických galaxií a spirál, jako je naše vlastní Mléčná dráha, až po trpasličí galaxie, stokrát menší než jejich velcí bratří. Francouzský astronom Charles Messier zapsal do svého slavného katalogu mlhovin 16 členů seskupení Panna. Obraz jádra klastru získaný kamerou Wide Field Imager na observatoře ESO La Silla byl loni zveřejněn jako PR Photo 04a / 03.
Předpokládá se, že shluky galaxií vznikly po dlouhou dobu sestavením menších entit, prostřednictvím silného gravitačního tahu od temné a světelné hmoty. Klastr Panny je považován za relativně mladý klastr, protože předchozí studie odhalily malé „podskupiny galaxií“ kolem hlavních galaxií Messier 87, Messier 86 a Messier 49. Tyto podskupiny se musí ještě sloučit a vytvořit hustší a plynulejší galaxie.
Nedávná pozorování ukázala, že takzvaný „intraclusterový“ prostor, oblast mezi galaxiemi ve shluku, je prostoupen řídkou „intraclusterovou populací hvězd“, kterou lze použít k podrobnému zkoumání struktury shluku.
Kosmické poutníky
První objevy hvězdokup v hvězdokupě v kazetě Virgo byly serendipitous italským astronomem Magda Arnaboldi (Observatoř Torino, Itálie) a její kolegové, v roce 1996. Aby bylo možné studovat rozšířené halos galaxií v kazetě Virgo, s ESO New Technologický dalekohled v La Silla hledali objekty známé jako „planetární mlhoviny“ [3].
Planetární mlhoviny (PNe) lze detekovat do velké vzdálenosti od jejich silných emisních linií. Tato úzká emisní vedení také umožňují přesné měření jejich radiálních rychlostí. Planetární mlhoviny tak mohou sloužit ke zkoumání pohybů hvězd v halo oblastech vzdálených galaxií.
Ve své studii astronomové našli několik planetárních mlhovin, které zjevně nesouvisejí s žádnými galaxiemi, ale pohybují se v gravitačním poli celého shluku. Tito „poutníci“ patřili k nově objevené intraclusterové populaci hvězd.
Od těchto prvních pozorování bylo objeveno několik stovek těchto poutníků. Musí představovat špičku ledovce obrovské populace hvězd rojících se mezi galaxiemi v těchto obrovských shlucích. Jelikož planetární mlhoviny jsou konečnou fází běžných hvězd s nízkou hmotností - jako je naše Slunce -, představují obecně hvězdnou populaci. A protože planetární mlhoviny mají spíše krátkou životnost (několik desítek tisíc let - blitz v astronomických časových plánech), mohou astronomové odhadnout, že jedna hvězdu v asi 8 000 milionech hvězd slunečního typu je v kteroukoli chvíli viditelná jako planetární mlhovina. Mezi galaxiemi tedy musí existovat srovnatelný počet hvězd jako v samotných galaxiích. Ale protože jsou zředěny v tak velkém objemu, jsou stěží detekovatelné.
Protože tyto hvězdy jsou převážně staré, nejpravděpodobnějším vysvětlením jejich přítomnosti v intraclusterovém prostoru je to, že se vytvořily v jednotlivých galaxiích, které byly následně odstraněny z mnoha svých hvězd během blízkých setkání s jinými galaxiemi během počátečních fází formování shluků. Tyto „ztracené“ hvězdy byly poté rozptýleny do vesmíru, kde je nyní najdeme.
Planetární mlhoviny tak mohou poskytnout jedinečný popis počtu, typu hvězd a pohybů v regionech, které mohou obsahovat značné množství hmoty. Jejich pohyby obsahují fosilní záznam o historii interakcí galaxií a formování shluku galaxií.
Měření rychlosti umírajících hvězd
Mezinárodní tým astronomů [2] pokračoval dále, aby provedl podrobnou studii pohybů planetárních mlhovin v klastru Panna, aby určil jeho dynamickou strukturu a porovnal ji s numerickými simulacemi. Za tímto účelem provedli náročný výzkumný program, jehož cílem bylo potvrdit kandidáty uvnitř planetárního mlhoviny, které našli dříve, a měřit jejich radiální rychlosti ve třech různých regionech („průzkumná pole“) v jádru seskupení Panna.
To zdaleka není snadné. Emise v hlavní emisní linii kyslíku z planetární mlhoviny v Panně jsou srovnatelné s emisemi 60 W žárovky ve vzdálenosti asi 6,6 milionů kilometrů, což je asi 17násobek průměrné vzdálenosti od Měsíce. Kromě toho jsou vzorky planetární mlhoviny uvnitř planteru řídké, s pouze několika desítkami planetárních mlhovin ve čtvrtině pole čtverečního nebe - o velikosti Měsíce. Spektroskopická pozorování tedy vyžadují dalekohledy a spektrografy třídy 8 metrů s velkým zorným polem. Astronomové se proto museli spoléhat na spektrograf FLAMES-GIRAFFE na VLT [4], s relativně vysokým spektrálním rozlišením, svým zorným polem 25 arcmin a možností až 130 spektra najednou.
Astronomové studovali celkem 107 hvězd, z nichž 71 bylo považováno za skutečných intrikterterních planetárních kandidátů. Pozorovali mezi 21 a 49 objekty současně po dobu asi 2 hodin na pole. Tři části zkoumaného jádra Panny obsahují několik jasných galaxií (Messier 84, 86, 87 a NGC 4388) a velké množství menších galaxií. Byli vybráni, aby zastupovali různé entity klastru.
Spektroskopická měření mohla potvrdit intrakterterní povahu 40 studovaných planetárních mlhovin. Poskytli také bohaté znalosti o struktuře této části klastru Panny.
V tvorbě
V prvním poli poblíž Messier 87 (M87) měřili astronomové průměrnou rychlost blízkou 1250 km / sa poměrně malou rozptyl kolem této hodnoty. Většina hvězd v tomto poli je tedy fyzicky vázána na jasnou galaxii M87, stejně jako Země je vázána na Slunce. Magda Arnaboldi vysvětluje: „Tato studie vedla k pozoruhodnému objevu, že Messier 87 má hvězdný halo v přibližné dynamické rovnováze na nejméně 65 kpc nebo více než 200 000 světelných let. To je více než dvojnásobek velikosti naší vlastní galaxie, Mléčné dráhy, a předtím to nebylo známo. “
Rychlostní disperze pozorovaná ve druhém poli, které je daleko od jasných galaxií, je větší než v prvním faktoru čtyři. Tato velmi velká disperze, označující hvězdy, které se pohybují velmi rozdílnými směry při různých rychlostech, nám také říká, že toto pole pravděpodobně obsahuje mnoho hvězd uvnitř vesmíru, jejichž pohyby jsou stěží ovlivněny velkými galaxiemi. Nová data naznačují jako vzrušující možnost, že tato intraclusterová populace hvězd by mohla být pozůstatkem z narušení malých galaxií, když obíhají kolem M87.
Rozložení rychlosti ve třetím poli, jak bylo odvozeno ze spektra FLAMES, je opět odlišné. Rychlosti ukazují substruktury spojené s velkými galaxiemi Messier 86, Messier 84 a NGC 4388. Velká většina všech těchto planetárních mlhovin patří s největší pravděpodobností k velmi rozšířenému halo kolem Messier 84.
Ortwin Gerhard (Basilejská univerzita, Švýcarsko), člen týmu, je nadšený: „Celkově tato měření rychlosti potvrzují názor, že Virgo Cluster je vysoce nejednotný a nerelaxovaný cluster galaxií, sestávající z několika podjednotek. Pomocí spektrografu FLAMES jsme tak mohli sledovat pohyby v klastru Panny v okamžiku, kdy se jeho podjednotky stále scházejí. A rozhodně to stojí za to vidět! “
Více informací
Výsledky prezentované v této tiskové zprávě ESO jsou založeny na výzkumném článku („Distribuce přímočarých rychlostí hvězdných planetárních mlhovin v jádru klastru panny“ M. Arnaboldi et al.), Který se právě objevil ve vědeckém časopise Astrophysical Journal Letters sv. 614, str. 33.
Poznámky
[1]: Tisková zpráva University of Basel k tomuto tématu je k dispozici na adrese http://www.zuv.unibas.ch/uni_media/2004/20041022virgo.html.
[2]: Členy týmu jsou Magda Arnaboldi (INAF, Osservatorio di Pino Torinese, Itálie), Ortwin Gerhard (Astronomisches Institut, Universität Basel, Švýcarsko), Alfonso Aguerri (Instituto de Astrofisica de Canarias, Španělsko), Kenneth C. Freeman (Observatoř Mount Stromlo, ACT, Austrálie), Nicola Napolitano (Kapteynský astronomický institut, Nizozemsko), Sadanori Okamura (katedra astronomie, Tokijská univerzita v Japonsku) a Naoki Yasuda (Institut pro výzkum kosmických paprsků, univerzita) Tokio, Japonsko).
[3]: Planetární mlhoviny jsou hvězdy podobné Slunci v jejich poslední fázi umírání, během níž vypouštějí své vnější vrstvy do okolního prostoru. Současně odhalí své malé a horké hvězdné jádro, které se jeví jako „bílá trpasličí hvězda“. Vyhozená obálka je osvětlena a zahřívána hvězdným jádrem a silně emituje v charakteristických emisních liniích několika prvků, zejména kyslíku (při vlnových délkách 495,9 a 500,7 nm). Jejich název pramení ze skutečnosti, že některé z těchto blízkých objektů, jako je například „Činka mlhovina“ (viz ESO PR Photo 38a / 98), se podobají diskům obřích planet ve sluneční soustavě, když jsou pozorovány malými dalekohledy.
[4]: V 8,2 m VLT KUEYEN Unit Telescope je nainstalován FLAMES, víceprvkový spektrograf Fiber Large Array. Je schopen současně pozorovat spektra velkého počtu jednotlivých slabých objektů (nebo malých oblastí oblohy) a pokrývá pole oblohy o průměru nejméně 25 arcmin, tj. Téměř stejně velké jako úplněk. Je to výsledek spolupráce mezi ESO, Observatoire de Paris-Meudon, Observatoire de Genve ve Lausanne a Anglo Australian Observatory (AAO).
Původní zdroj: ESO News Release
