Международен екип от астрономи [2] успя да измери с висока точност скоростите на голям брой планетарни мъглявини [3] в междугалактическото пространство в галактиките на Девата. За това те използваха високоефективния спектрограф FLAMES [4] на много големия телескоп ESO в Обсерваторията Паранал (Чили).
Тези планетни звезди на мъглявините, които свободно плават в иначе на пръв поглед празно пространство между галактиките на големи струпвания, могат да бъдат използвани като „сонди“ на гравитационните сили, действащи в рамките на тези клъстери. Те проследяват масите, видими и невидими, в тези региони. Това от своя страна позволява на астрономите да изучават историята на формирането на тези големи свързани структури във Вселената.
Точните измервания на скоростта на 40 от тези звезди потвърждават мнението, че Девата е силно нееднороден галактически клъстер, състоящ се от няколко субединици, които все още не са имали време да стигнат до равновесие. Тези нови данни ясно показват, че Галерията Дева все още е в процес на създаване.
Те също така доказват за първи път, че една от ярките галактики в региона, разгледана, Месиер 87, има много разширен ореол от звезди, достигащ поне 65 kpc. Това е повече от два пъти по-голямо от нашата собствена галактика, Млечния път.
Млад клъстер
На разстояние приблизително 50 милиона светлинни години струпването на Дева е най-близкият клъстер на галактика. Той се намира в зодиакалното съзвездие Дева (Девата) и съдържа много стотици галактики, вариращи от гигантски и масивни елиптични галактики и спирали като нашия Млечен път, до галактики джуджета, стотици пъти по-малки от техните големи братя. Френският астроном Чарлз Месиер вписа 16 членове на клъстера Дева в известния си каталог на мъглявините. Изображение на сърцевината на клъстера, получено с камерата с широкоъгълни изображения в обсерваторията ESO La Silla, беше публикувано миналата година като PR Photo 04a / 03.
Смята се, че струпванията на галактики са се образували за дълъг период от време от сглобяването на по-малки образувания чрез силното гравитационно дърпане от тъмна и светеща материя. Девственият клъстер се счита за сравнително млад клъстер, тъй като предишните проучвания разкриха малки „подгрупи галактики“ около основните галактики Messier 87, Messier 86 и Messier 49. Тези подгрупи все още не са се слели, за да образуват по-плътни и по-гладък галактически клъстер.
Последните наблюдения показват, че така нареченото „интракластерно” пространство, регионът между галактики в клъстер, е просмукано от рядка „вътрешноклъстерна популация от звезди”, която може да се използва за подробно проучване на структурата на клъстера.
Космически скитници
Първите открития на интракластерни звезди в клъстера Дева са направени безкрайно от италианския астроном, Магда Арнаболди (обсерватория Торино, Италия) и нейните колеги през 1996 г. За да се проучат разширените ореоли на галактики в гроздовата дева, с ESO New Технологичен телескоп в Ла Сила, те търсили обекти, известни като „планетарни мъглявини“ [3].
Планетарните мъглявини (PNe) могат да бъдат открити на големи разстояния от техните силни емисионни линии. Тези тесни емисионни линии също позволяват точно измерване на техните радиални скорости. По този начин планетарните мъглявини могат да служат за изследване на движенията на звездите в ореолите на отдалечените галактики.
В своето проучване астрономите откриха няколко планетарни мъглявини, които очевидно не са свързани с никакви галактики, но се движат в гравитационното поле на целия клъстер. Тези „скитници“ принадлежаха към новооткритата популация от звезди.
От тези първи наблюдения са открити няколко стотици от тези скитници. Те трябва да представляват върха на айсберга на огромна популация от звезди, рояци сред галактиките в тези огромни групи. Всъщност, тъй като планетарните мъглявини са последната фаза на обикновените звезди с ниска маса - като нашето Слънце - те представляват най-общо звездното население. И тъй като планетарните мъглявини са доста краткотрайни (няколко десетки хиляди години - блиц по астрономически времеви таблици), астрономите могат да преценят, че една звезда в около 8 000 милиона звезди от слънчевия тип е видима като планетна мъглявина във всеки даден момент. Следователно трябва да има съпоставим брой звезди между галактиките, както в самите галактики. Но тъй като са разредени в такъв огромен обем, те едва се откриват.
Тъй като тези звезди са предимно стари, най-вероятното обяснение за тяхното присъствие в интракластерното пространство е, че те са се образували в отделни галактики, които впоследствие са били лишени от много от техните звезди по време на близки срещи с други галактики по време на началните етапи на формиране на клъстери. Тези „изгубени“ звезди след това бяха разпръснати в интракластерно пространство, където сега ги намираме.
По този начин планетарните мъглявини могат да осигурят уникална дръжка за броя, вида на звездите и движенията в региони, които могат да съдържат значително количество маса. Техните движения съдържат вкаменелостите на историята на взаимодействието на галактиката и формирането на галактическия клъстер.
Измерване на скоростта на умиращите звезди
Международният екип от астрономи [2] продължи по-нататък, за да направи подробно проучване на движенията на планетарните мъглявини в клъстера Дева, за да определи нейната динамична структура и да я сравни с числени симулации. За тази цел те проведоха предизвикателна научноизследователска програма, насочена към потвърждаване на кандидатите за планетарни мъглявини вътре в клъстера, които откриха по-рано, и измерване на техните радиални скорости в три различни региона („полета за изследване“) в ядрото на клъстера Дева.
Това далеч не е лесна задача. Емисиите в основната кислородна емисионна линия от планетарна мъглявина в Дева са сравними с тези на 60-ватова електрическа крушка на разстояние около 6,6 милиона километра, което е около 17 пъти средното разстояние до Луната. Освен това пробите от планетарни мъглявини вътре в клъстера са оскъдни, само с няколко десетки планетарни мъглявини в четвърт градус квадратно небесно поле - около размера на Луната. Следователно спектроскопичните наблюдения изискват телескопи и спектрографи от клас 8 метра с голямо зрително поле. Следователно астрономите трябваше да разчитат на спектрографа FLAMES-GIRAFFE на VLT [4], с относително високата си спектрална разделителна способност, зрителното си поле от 25 дъги и възможността да вземат до 130 спектъра наведнъж.
Астрономите изучиха общо 107 звезди, сред които 71 се смятаха за истински внушителни планетни кандидати. Те наблюдаваха между 21 и 49 обекта едновременно за около 2 часа на поле. Трите части на изследваното ядро на Девата съдържат няколко ярки галактики (Messier 84, 86, 87 и NGC 4388) и голям брой по-малки галактики. Те бяха избрани да представляват различни образувания на клъстера.
Спектроскопските измервания биха могли да потвърдят вътреклъстерната природа на 40 от изследваните планетарни мъглявини. Те също така предоставиха богато знание за структурата на тази част от клъстера Дева.
В Създаването
В първото поле близо до Messier 87 (M87) астрономите измерват средна скорост, близка до 1250 km / s и доста малка дисперсия около тази стойност. По този начин повечето звезди в това поле са физически свързани с ярката галактика M87 по същия начин, както Земята е свързана със Слънцето. Магда Арнаболди обяснява: „Това проучване доведе до забележителното откритие, че Messier 87 има звезден ореол в приблизително динамично равновесие до поне 65 kpc или повече от 200 000 светлинни години. Това е повече от два пъти по-голямо от нашата собствена галактика Млечния път и не беше известна досега. "
Дисперсията на скоростта, наблюдавана във второто поле, което е далеч от светлите галактики, е по-голямо, отколкото в първото с фактор четири. Тази много голяма дисперсия, показваща, че звездите се движат в много различни посоки с различна скорост, също ни подсказват, че това поле най-вероятно съдържа много вътрешнлъчни звезди, чиито движения едва се влияят от големи галактики. Новите данни предполагат като мъчителна възможност тази вътрешноклъстерна популация от звезди да остане от разрушаването на малките галактики, докато обикалят около М87.
Разпределението на скоростта в третото поле, получено от спектрите на FLAMES, отново е различно. Скоростите показват подструктури, свързани с големите галактики Messier 86, Messier 84 и NGC 4388. Най-вероятно голямото мнозинство от всички тези планетарни мъглявини принадлежат към много удължен ореол около Messier 84.
Ортвин Герхард (Университета в Базел, Швейцария), член на екипа, е развълнуван: „Взети заедно, тези измервания на скоростта потвърждават мнението, че девственият клъстер е силно нееднообразен и нерелаксиран галактически клъстер, състоящ се от няколко субединици. По този начин със спектрографа FLAMES успяхме да наблюдаваме движенията в клъстера Дева, в момент, когато неговите подразделения все още се събират. И това със сигурност е гледка, която си струва да се види! “
Повече информация
Резултатите, представени в настоящото прессъобщение на ESO, се основават на изследователски документ („Линейните разпределения на скоростта на зрение на интракластерните планетарни мъглявини в ядрото на клъстера на Девата” от М. Арнаболди и др.), Който току-що се появи в научния журнал Astrophysical Journal Letters Vol. 614, стр. 33.
бележки
[1]: Прессъобщението на Университета в Базел по тази тема е достъпно на адрес http://www.zuv.unibas.ch/uni_media/2004/20041022virgo.html.
[2]: Членовете на екипа са Магда Арнаболди (INAF, Osservatorio di Pino Torinese, Италия), Ортвин Герхард (Astronomisches Institut, Universit? T Базел, Швейцария), Алфонсо Агери (Instituto de Astrofisica de Canarias, Испания), Кенет В. Фриман (обсерватория Маунт Стромло, АСТ, Австралия), Никола Наполитано (Астрономически институт Каптейн, Холандия), Саданори Окамура (катедра по астрономия, Университет на Токио, Япония) и Наоки Ясуда (Институт за изследвания на космическите лъчи, Университет от Токио, Япония).
[3]: Планетарните мъглявини са звезди, подобни на Слънце в последната им фаза на умиране, по време на която те изхвърлят външните си слоеве в заобикалящото ги пространство. В същото време те разкриват своето малко и горещо звездно ядро, което изглежда като „бяла звезда-джудже“. Изхвърленият плик се осветява и нагрява от звездното ядро и излъчва силно в характерни емисионни линии от няколко елемента, по-специално кислород (при дължини на вълната 495,9 и 500,7 nm). Името им произтича от факта, че някои от тези близки обекти, като „мъглявината на дъмбели“ (виж ESO PR Photo 38a / 98) наподобяват дисковете на гигантските планети в Слънчевата система, когато се гледат с малки телескопи.
[4]: FLAMES, многоелементен спектрограф Fibre Large Array, е инсталиран на 8,2-метров телескоп VLT KUEYEN. Той е в състояние да наблюдава спектрите на голям брой отделни, слаби обекти (или области с малко небе) едновременно и покрива небесно поле с диаметър не по-малък от 25 дъги, т.е. почти толкова голям, колкото пълната Луна. Той е резултат от сътрудничество между ESO, обсерваторията Пари-Медон, Обсерваторията на генерала Лозана и Англо-австралийската обсерватория (ААО).
Оригинален източник: ESO News Release
