Einem internationalen Team von Astronomen [2] ist es gelungen, die Geschwindigkeiten einer großen Anzahl von Planetennebeln [3] im intergalaktischen Raum innerhalb des Virgo-Galaxienhaufens mit hoher Präzision zu messen. Dazu verwendeten sie den hocheffizienten FLAMES-Spektrographen [4] am ESO Very Large Telescope am Paranal Observatory (Chile).
Diese Planetennebelsterne, die frei im ansonsten scheinbar leeren Raum zwischen den Galaxien großer Cluster schweben, können als „Sonden“ für die in diesen Clustern wirkenden Gravitationskräfte verwendet werden. Sie verfolgen die sichtbaren und unsichtbaren Massen in diesen Regionen. Dies wiederum ermöglicht es Astronomen, die Entstehungsgeschichte dieser großen gebundenen Strukturen im Universum zu untersuchen.
Die genauen Geschwindigkeitsmessungen von 40 dieser Sterne bestätigen die Ansicht, dass Virgo ein sehr ungleichmäßiger Galaxienhaufen ist, der aus mehreren Untereinheiten besteht, die noch keine Zeit hatten, sich ins Gleichgewicht zu bringen. Diese neuen Daten zeigen deutlich, dass sich der Virgo-Galaxienhaufen noch in der Entstehung befindet.
Sie beweisen auch zum ersten Mal, dass eine der hellen Galaxien in der untersuchten Region, Messier 87, einen sehr ausgedehnten Halo von Sternen hat, der mindestens 65 kpc erreicht. Dies ist mehr als doppelt so groß wie unsere eigene Galaxie, die Milchstraße.
Ein junger Cluster
In einer Entfernung von ungefähr 50 Millionen Lichtjahren ist der Virgo-Cluster der nächste Galaxienhaufen. Es befindet sich im Sternbild Jungfrau (Die Jungfrau) und enthält viele hundert Galaxien, von riesigen und massiven elliptischen Galaxien und Spiralen wie unserer eigenen Milchstraße bis zu Zwerggalaxien, die hunderte Male kleiner sind als ihre großen Brüder. Der französische Astronom Charles Messier hat 16 Mitglieder des Virgo-Clusters in seinen berühmten Nebelkatalog aufgenommen. Ein Bild des Kerns des Clusters, das mit der Wide Field Imager-Kamera am ESO La Silla Observatory aufgenommen wurde, wurde letztes Jahr als PR Photo 04a / 03 veröffentlicht.
Es wird angenommen, dass sich Galaxienhaufen über einen langen Zeitraum durch die Ansammlung kleinerer Einheiten durch die starke Anziehungskraft dunkler und leuchtender Materie gebildet haben. Der Virgo-Cluster wird als relativ junger Cluster angesehen, da frühere Studien kleine „Sub-Cluster von Galaxien“ um die Hauptgalaxien Messier 87, Messier 86 und Messier 49 ergeben haben. Diese Sub-Cluster müssen noch zu einem dichteren und zusammengeführt werden glatterer Galaxienhaufen.
Jüngste Beobachtungen haben gezeigt, dass der sogenannte "Intracluster" -Raum, die Region zwischen Galaxien in einem Cluster, von einer spärlichen "Intracluster-Population von Sternen" durchdrungen ist, mit der die Struktur des Clusters detailliert untersucht werden kann.
Kosmische Wanderer
Die ersten Entdeckungen von Intracluster-Sternen im Virgo-Cluster wurden 1996 von der italienischen Astronomin Magda Arnaboldi (Observatorium Turin, Italien) und ihren Kollegen zufällig gemacht. Um die erweiterten Halos von Galaxien im Virgo-Cluster mit der ESO New zu untersuchen Mit dem Technologie-Teleskop in La Silla suchten sie nach Objekten, die als „planetarische Nebel“ bekannt sind [3].
Planetarische Nebel (PNe) können in großer Entfernung von ihren starken Emissionslinien nachgewiesen werden. Diese schmalen Emissionslinien ermöglichen auch eine genaue Messung ihrer Radialgeschwindigkeiten. Planetarische Nebel können somit dazu dienen, die Bewegungen von Sternen in den Halo-Regionen entfernter Galaxien zu untersuchen.
In ihrer Studie fanden die Astronomen mehrere planetarische Nebel, die offenbar nicht mit Galaxien verwandt waren, sondern sich im Schwerefeld des gesamten Clusters bewegten. Diese „Wanderer“ gehörten zu einer neu entdeckten Intracluster-Population von Sternen.
Seit diesen ersten Beobachtungen wurden mehrere Hundert dieser Wanderer entdeckt. Sie müssen die Spitze des Eisbergs einer riesigen Population von Sternen darstellen, die in diesen riesigen Clustern zwischen den Galaxien schwärmen. In der Tat sind planetare Nebel - wie unsere Sonne - das Endstadium gewöhnlicher Sterne mit geringer Masse - wie unsere Sonne - repräsentativ für die Sternpopulation im Allgemeinen. Und da Planetennebel eher kurzlebig sind (einige Zehntausend Jahre - ein Blitz auf astronomischen Zeitskalen), können Astronomen schätzen, dass ein Stern in etwa 8.000 Millionen Sternen vom Solartyp zu jedem Zeitpunkt als Planetennebel sichtbar ist. Es muss also eine vergleichbare Anzahl von Sternen zwischen den Galaxien geben wie in den Galaxien selbst. Aber weil sie in einem so großen Volumen verdünnt sind, sind sie kaum nachweisbar.
Da diese Sterne überwiegend alt sind, ist die wahrscheinlichste Erklärung für ihre Anwesenheit im Intracluster-Raum, dass sie sich in einzelnen Galaxien gebildet haben, denen anschließend in den Anfangsstadien der Clusterbildung bei engen Begegnungen mit anderen Galaxien viele ihrer Sterne entzogen wurden. Diese „verlorenen“ Sterne wurden dann im Intracluster-Raum verteilt, wo wir sie jetzt finden.
Somit können planetarische Nebel einen einzigartigen Überblick über die Anzahl, Art der Sterne und Bewegungen in Regionen geben, in denen möglicherweise eine erhebliche Menge an Masse vorhanden ist. Ihre Bewegungen enthalten den Fossilienbestand der Geschichte der Galaxienwechselwirkung und der Bildung des Galaxienhaufens.
Messung der Geschwindigkeit sterbender Sterne
Das internationale Team von Astronomen [2] führte eine detaillierte Untersuchung der Bewegungen der Planetennebel im Virgo-Cluster durch, um deren dynamische Struktur zu bestimmen und mit numerischen Simulationen zu vergleichen. Zu diesem Zweck führten sie ein herausforderndes Forschungsprogramm durch, das darauf abzielte, zuvor gefundene Intracluster-Planetennebelkandidaten zu bestätigen und ihre Radialgeschwindigkeiten in drei verschiedenen Regionen („Vermessungsfeldern“) im Virgo-Cluster-Kern zu messen.
Dies ist keine leichte Aufgabe. Die Emission in der Hauptsauerstoffemissionslinie eines Planetennebels in Virgo ist vergleichbar mit der einer 60-Watt-Glühbirne in einer Entfernung von etwa 6,6 Millionen Kilometern, was etwa dem 17-fachen der durchschnittlichen Entfernung zum Mond entspricht. Darüber hinaus sind Intracluster-Planetennebelproben spärlich, mit nur wenigen zehn Planetennebeln in einem quadratischen Himmelsfeld von einem Viertel Grad - ungefähr so groß wie der Mond. Spektroskopische Beobachtungen erfordern daher Teleskope und Spektrographen der 8-Meter-Klasse mit einem großen Sichtfeld. Die Astronomen mussten sich daher auf den FLAMES-GIRAFFE-Spektrographen des VLT [4] mit seiner relativ hohen spektralen Auflösung, seinem Sichtfeld von 25 Bogenminuten und der Möglichkeit, bis zu 130 Spektren gleichzeitig aufzunehmen, verlassen.
Die Astronomen untersuchten insgesamt 107 Sterne, von denen 71 als echte Intracluster-Planetenkandidaten galten. Sie beobachteten zwischen 2 und 49 Objekte gleichzeitig etwa 2 Stunden pro Feld. Die drei untersuchten Teile des Jungfrau-Kerns enthalten mehrere helle Galaxien (Messier 84, 86, 87 und NGC 4388) und eine große Anzahl kleinerer Galaxien. Sie wurden ausgewählt, um verschiedene Einheiten des Clusters darzustellen.
Die spektroskopischen Messungen konnten die Intracluster-Natur von 40 der untersuchten Planetennebel bestätigen. Sie lieferten auch eine Fülle von Kenntnissen über die Struktur dieses Teils des Virgo-Clusters.
In der Produktion
Im ersten Feld bei Messier 87 (M87) haben die Astronomen eine mittlere Geschwindigkeit nahe 1250 km / s und eine relativ geringe Streuung um diesen Wert gemessen. Die meisten Sterne in diesem Feld sind daher physikalisch an die helle Galaxie M87 gebunden, genauso wie die Erde an die Sonne gebunden ist. Magda Arnaboldi erklärt: „Diese Studie hat zu der bemerkenswerten Entdeckung geführt, dass Messier 87 einen Sternhalo im ungefähren dynamischen Gleichgewicht von mindestens 65 kpc oder mehr als 200.000 Lichtjahren aufweist. Dies ist mehr als doppelt so groß wie unsere eigene Galaxie, die Milchstraße, und war vorher nicht bekannt. “
Die im zweiten Feld, das weit von hellen Galaxien entfernt ist, beobachtete Geschwindigkeitsdispersion ist um den Faktor vier größer als im ersten. Diese sehr große Streuung, die auf Sterne hinweist, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten in sehr unterschiedliche Richtungen bewegen, zeigt auch, dass dieses Feld höchstwahrscheinlich viele Intracluster-Sterne enthält, deren Bewegungen kaum von großen Galaxien beeinflusst werden. Die neuen Daten legen als verlockende Möglichkeit nahe, dass diese Intracluster-Population von Sternen das Überbleibsel der Zerstörung kleiner Galaxien sein könnte, wenn sie M87 umkreisen.
Die aus den FLAMES-Spektren abgeleitete Geschwindigkeitsverteilung im dritten Feld ist wiederum unterschiedlich. Die Geschwindigkeiten zeigen Substrukturen, die mit den großen Galaxien Messier 86, Messier 84 und NGC 4388 zusammenhängen. Höchstwahrscheinlich gehört die große Mehrheit aller dieser Planetennebel zu einem sehr ausgedehnten Lichthof um Messier 84.
Ortwin Gerhard (Universität Basel, Schweiz), Mitglied des Teams, ist begeistert: „Zusammengenommen bestätigen diese Geschwindigkeitsmessungen die Ansicht, dass der Virgo-Cluster ein sehr ungleichmäßiger und nicht entspannter Galaxienhaufen ist, der aus mehreren Untereinheiten besteht. Mit dem FLAMES-Spektrographen konnten wir somit die Bewegungen im Virgo-Cluster zu einem Zeitpunkt beobachten, an dem die Untereinheiten noch zusammenkommen. Und es ist auf jeden Fall eine sehenswerte Aussicht! “
Mehr Informationen
Die in dieser ESO-Pressemitteilung vorgestellten Ergebnisse basieren auf einem Forschungsbericht („Die Sichtlinien-Geschwindigkeitsverteilungen von Intracluster-Planetennebeln im Virgo-Cluster-Kern“ von M. Arnaboldi et al.), Der gerade im Forschungsjournal veröffentlicht wurde Astrophysical Journal Letters Vol. 614, p. 33.
Anmerkungen
[1]: Die Pressemitteilung der Universität Basel zu diesem Thema finden Sie unter http://www.zuv.unibas.ch/uni_media/2004/20041022virgo.html.
[2]: Mitglieder des Teams sind Magda Arnaboldi (INAF, Osservatorio di Pino Torinese, Italien), Ortwin Gerhard (Astronomisches Institut, Universität Basel, Schweiz), Alfonso Aguerri (Institut für Astrofisica de Canarias, Spanien), Kenneth C. Freeman (Mount Stromlo Observatorium, ACT, Australien), Nicola Napolitano (Kapteyn Astronomical Institute, Niederlande), Sadanori Okamura (Abteilung für Astronomie, Universität Tokio, Japan) und Naoki Yasuda (Institut für kosmische Strahlenforschung, Universität) von Tokio, Japan).
[3]: Planetarische Nebel sind sonnenähnliche Sterne in ihrer letzten Sterbephase, in der sie ihre äußeren Schichten in den umgebenden Raum werfen. Gleichzeitig enthüllen sie ihren kleinen und heißen Sternkern, der als „weißer Zwergstern“ erscheint. Die ausgestoßene Hülle wird vom Sternkern beleuchtet und erwärmt und emittiert stark in charakteristischen Emissionslinien mehrerer Elemente, insbesondere Sauerstoff (bei Wellenlängen von 495,9 und 500,7 nm). Ihr Name stammt von der Tatsache, dass einige dieser nahe gelegenen Objekte, wie der „Hantelnebel“ (siehe ESO PR Photo 38a / 98), mit kleinen Teleskopen den Scheiben der Riesenplaneten im Sonnensystem ähneln.
[4]: FLAMES, der Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph, ist am 8,2 m langen VLT KUEYEN Unit Telescope installiert. Es ist in der Lage, die Spektren einer großen Anzahl einzelner, schwacher Objekte (oder kleiner Himmelsbereiche) gleichzeitig zu beobachten und deckt ein Himmelsfeld mit einem Durchmesser von nicht weniger als 25 Bogenminuten ab, d. H. Fast so groß wie der Vollmond. Es ist das Ergebnis einer Zusammenarbeit zwischen der ESO, dem Observatoire de Paris-Meudon, dem Observatoire de Genve-Lausanne und dem Anglo Australian Observatory (AAO).
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
