Najbardziej szczegółowe w historii zdjęcie powstawania gwiazd w odległym Wszechświecie


ALMA Long Baseline Campaign dostarczyła bardzo szczegółowego zdjęcia odległej galaktyki soczewkowanej grawitacyjnie. Fotografia pokazuje powiększony obraz obszarów gwiazdotwórczych w galaktyce, z poziomem detali, którego jak dotąd nie uzyskiwano dla tak odległych obiektów. Nowe obserwacje są znacznie dokładniejsze niż wykonywane za pomocą należącego do NASA/ESA Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i ukazują zgęszczenia gwiazdotwórcze w galaktyce będące odpowiednikami olbrzymich wersji Mgławicy w Orionie.

ALMA Long Baseline Campaign wykonała niesamowite obserwacje i zgromadziła niespotykanie szczegółowe informacje na temat mieszkańców pobliskiego i dalekiego Wszechświata. Obserwacje wykonano pod koniec 2014 r. jako część kampanii skierowanej na odległa galaktykę o nazwie HATLAS J090311.6+003906, znaną także jako SDP.81. Światło pochodzące od galaktyki dostało się pod wpływ kosmicznego efektu zwanego soczewkowaniem grawitacyjnym. Wielka galaktyka znajdująca się pomiędzy SDP.81, a ALMA [1], działa jak soczewka, zaburzając światło odleglejszej galaktyki i tworząc prawie idealny przykład zjawiska określanego przez naukowców jako pierścień Einsteina [2].

Co najmniej siedem grup naukowców [3] niezależnie analizowało dane ALMA związane z SDP.81. Ta nawałnica publikacji naukowych ujawniła niespodziewane informacje na temat galaktyki, ukazując szczegóły jej struktury, zawartości, ruchu i innych charakterystyk fizycznych.

ALMA działa jako interferometr. Mówiąc prostymi słowami, sieć wielu anten pracuje w idealnej synchronizacji, aby zbierać światło jako gigantyczny wirtualny teleskop [4]. W efekcie nowe obrazy SDP.81 mają rozdzielczość do 6 razy lepszą [5] niż wykonane w podczerwieni przez należący do NASA/ESA Kosmiczny Teleskop Hubble’a.

Skomplikowane modele astronomiczne ujawniły nigdy wcześniej nie obserwowaną, drobną strukturę w SDP.81, w formie pyłowych obłoków, które są uznawane za magazyny zimnego gazu molekularnego – miejsca narodzin gwiazd i planet. Modele te były w stanie skorygować zaburzenia wytworzone przez powiększającą soczewkę grawitacyjną.

Dzięki temu obserwacje ALMA są tak ostre, że badacze mogą zobaczyć w galaktyce obszary powstawania gwiazd aż do rozmiarów około 200 lat świetlnych, co odpowiada gigantycznych wersjom Mgławicy w Orionie. W obszarach tych, na drugim końcu Wszechświata, produkowane jest tysiące razy więcej nowych gwiazd. Po raz pierwszy zjawisko tego rodzaju zostało dostrzeżone w tak dużej odległości.

„Zrekonstruowany obraz galaktyki z ALMA jest spektakularny” mówi Rob Ivison, współautor dwóch z publikacji i Dyrektor Naukowy ESO. „Olbrzymia powierzchnia zbiorcza ALMA, wielka separacja pomiędzy antenami oraz stabilna atmosfera nad pustynią Atakama, prowadzą do znakomitych detali zarówno na zdjęciach, jak i w widmach. Oznacza to, że mamy bardzo czułe obserwacje, a także informacje w jaki sposób różne części galaktyki się poruszają. Możemy badać galaktyki na drugim końcu Wszechświata, gdy łączą się i tworzą olbrzymią liczbę gwiazd. To właśnie tego typu sprawy zajmują mnie codziennie rano!”

Korzystając z informacji widmowych zebranych przez ALMA, astronomowie zmierzyli także w jaki sposób odległa galaktyka się obraca oraz oszacowali jej masę. Dane pokazały, że gaz w galaktyce jest niestabilny – zgęszczenia zapadają się do środka i zapewne zamienią się w przyszłości w nowe, gigantyczne obszary gwiazdotwórczy

Warto zaznaczyć, że modelownie efektów soczewkowania wskazuje także na występowanie supermasywne czarnej dziury w centrum bliższej galaktyki soczewkującej [6]. Centralna część odległej SDP.81 jest zbyt słaba, aby ją wykryć, co prowadzi do wniosku, że bliższa galaktyka posiada supermasywne czarną dziurę o masie 200-300 milionów mas Słońca.

Liczba publikacji korzystających pojedynczego zestawu danych ALMA pokazuje emocje wytworzone przez potencjał wysokiej rozdzielczości sieci i moc zbierania promieniowania. Pokazuje także w jaki sposób ALMA pozwoli astronomom dokonywać kolejnych odkryć w najbliższych latach, dotyczących jeszcze większej liczby pytań na temat natury odległych galaktyk.

Uwagi

[1] Soczewkowana galaktyka jest widziana w czasie gdy Wszechświat miał zaledwie 15 procent swojego obecnego wieku, około 2,4 miliarda lat po Wielkim Wybuchu. Światło potrzebowało ponad dwa razy więcej czasu niż wiek Ziemi, aby do nas dotrzeć (11,4 miliarda lat), omijając po drodze bliższą, masywną galaktykę, znajdującą się względnie blisko, bo cztery miliardy lat świetlnych od nas.

[2] Soczewkowanie grawitacyjne zostało przewidziane przez Alberta Einsteina jako część jego ogólnej teorii względności. Teoria ta wyjaśnia nam w jaki sposób obiekty zakrzywiają czasoprzestrzeń. Pozwala to szczególnie masywnych obiektom – olbrzymim galaktykom i gromadom galaktyk – na działanie jak kosmiczne szkła powiększające. Pierścień Einsteina jest specjalnym rodzajem soczewki grawitacyjnej, w której Ziemia, bliższa galaktyka soczewkująca oraz dalsza galaktyka sozczewkowana są ułożone idealnie w linii, co tworzy harmonijne zaburzenie w postaci pierścienia światła. Zjawisko to zostało zilustrowane na Filmie A.

[3] Skład zespołów naukowych został podany poniżej.

[4] Zdolność ALMA do dostrzegania najdrobniejszych detali jest osiągana gdy anteny znajdują się w swoim najszerszym rozstawieniu, w odległości do 15 kilometrów. Dla porównania, wcześniejsze obserwacje soczewek grawitacyjnych wykonane za pomocą ALMA były przeprowadzone w znacznie bardziej zwartej konfiguracji, z separacją zaledwie około 500 metrów. Można je zobaczyć tutaj.

[5] W danych można zmierzyć szczegóły aż do 0,0234 sekundy łuku (czyli 23 milisekund łuku). Galaktyka ta była obserwowana przez Teleskop Hubble’a w bliskiej podczerwieni z rozdzielczością około 0,16 sekundy łuku. Należy zwrócić jednak uwagę, że na krótszych falach Teleskop Hubble’a może osiągnąć rozdzielczość w bliskim ultrafiolecie do 0,022 sekundy łuku. Z kolei zdolność rozdzielcza ALMA może być ustawiana w zależności od rodzaju obserwacji poprzez przesuwanie anten dalej lub bliżej od siebie. W przypadku opisywanych obserwacji użyte zostało najszersze rozstawienie, co dało najlepszą możliwą rozdzielczość.

[6] Obrazy z ALMA w wysokiej rozdzielczości pozwalają naukowcom na spojrzenie w centralne obszary odległej galaktyki, które powinny pojawić się w centrum pierścienia Einsteina. Jeśli bliższa galaktyka posiada supermasywną czarną dziurę w swoim centrum, to centralny obraz staje się słabszy. Słabość centralnego obrazu wskazuje na to jaka jest supermasywna czarna dziura w bliższej galaktyce.

Więcej informacji

Wyniki badań zaprezentowano w ośmiu publikacjach, które wkrótce się ukażą. Poniżej podano skład zespołów badawczych.

http://arxiv.org/abs/1503.07605
Yoichi Tamura (The University of Tokyo), Masamune Oguri (The University of Tokyo), Daisuke Iono (National Astronomical Observatory of Japan/SOKENDAI), Bunyo Hatsukade (National Astronomical Observatory of Japan), Yuichi Matsuda (National Astronomical Observatory of Japan/SOKENDAI), and Masao Hayashi (National Astronomical Observatory of Japan).

http://arxiv.org/abs/1503.08720
Simon Dye (University of Nottingham), Christina Furlanetto (University of Nottingham; CAPES Foundation, Ministry of Education of Brazil, Brazil), Mark Swinbank (Durham University), Catherine Vlahakis (Joint ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile), James Nightingale (University of Nottingham), Loretta Dunne (University of Canterbury, New Zealand; Institute for Astronomy [IfA], Royal Observatory Edinburgh), Steve Eales (Cardiff University), Ian Smail (Durham), Ivan Oteo-Gomez (IfA, Edinburgh; ESO, Germany), Todd Hunter (National Radio Astronomy Observatory, Charlottesville, Virginia, USA), Mattia Negrello (INAF, Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo Osservatorio, Padova, Italy), Helmut Dannerbauer (Universitat Wien, Vienna, Austria), Rob Ivison (IfA, Edinburgh; ESO, Germany), Raphael Gavazzi (Universite Pierre et Marie Curie, Paris), Asantha Cooray (California Institute of Technology, USA) and Paul van der Werf (Leiden University, The Netherlands).

http://arxiv.org/abs/1505.05148
Mark Swinbank (Durham University), Simon Dye (University of Nottingham), James Nightingale (University of Nottingham), Christina Furlanetto (University of Nottingham; CAPES Foundation, Ministry of Education of Brazil, Brazil), Ian Smail (Durham), Asantha Cooray (California Institute of Technology, USA), Helmut Dannerbauer (Universitat Wien, Vienna, Austria), Loretta Dunne (University of Canterbury, New Zealand; Institute for Astronomy [IfA], Royal Observatory Edinburgh), Steve Eales (Cardiff University), Raphael Gavazzi (Universite Pierre et Marie Curie, Paris), Todd Hunter (National Radio Astronomy Observatory, Charlottesville, Virginia, USA), Rob Ivison (IfA, Edinburgh; ESO, Germany), Mattia Negrello (INAF, Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo Osservatorio, Padova, Italy), Ivan Oteo-Gomez (IfA, Edinburgh; ESO, Germany), Renske Smit (Durham), Paul van der Werf (Leiden University, The Netherlands), and Catherine Vlahakis (Joint ALMA Observatory, Chile; ESO, Chile),

http://arxiv.org/abs/1503.05558
Kenneth C. Wong (Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica (ASIAA), Taipei, Taiwan), Sherry H. Suyu (ASIAA, Taiwan), and Satoki Matsushita (ASIAA, Taiwan)

http://arxiv.org/abs/1503.07997
Bunyo Hatsukade (National Astronomical Observatory of Japan, Tokyo, Japan) Yoichi Tamura (Institute of Astronomy, University of Tokyo, Tokyo, Japan), Daisuke Iono (National Astronomical Observatory of Japan; The Graduate University for Advanced Studies [SOKENDAI], Tokyo, Japan), Yuichi Matsuda (National Astronomical Observatory of Japan), Masao Hayashi (National Astronomical Observatory of Japan), Masamune Oguri (Research Center for the Early Universe, University of Tokyo, Tokyo, Japan; Department of Physics, University of Tokyo, Tokyo, Japan; Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe [Kavli IPMU, WPI], University of Tokyo, Chiba, Japan)

http://arxiv.org/abs/1503.02652
The ALMA Partnership, C. Vlahakis (Joint ALMA Observatory [JAO]; ESO) , T. R. Hunter (National Radio Astronomy Observatory [NRAO]), J. A. Hodge (NRAO) , L. M. Pérez (NRAO) , P. Andreani (ESO), C. L. Brogan (NRAO) , P. Cox (JAO, ESO) , S. Martin (Institut de Radioastronomie Millimétrique [IRAM]) , M. Zwaan (ESO) , S. Matsushita (Institute of Astronomy and Astrophysic, Taiwan) , W. R. F. Dent (JAO, ESO), C. M. V. Impellizzeri (JAO, NRAO), E. B. Fomalont (JAO, NRAO), Y. Asaki (National Astronomical Observatory of Japan; Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency [JAXA]) , D. Barkats (JAO, ESO) , R. E. Hills (Astrophysics Group, Cavendish Laboratory), A. Hirota (JAO; National Astronomical Observatory of Japan), R. Kneissl (JAO, ESO), E. Liuzzo (INAF, Istituto di Radioastronomia), R. Lucas (Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble) , N. Marcelino (INAF), K. Nakanishi (JAO, National Astronomical Observatory of Japan), N. Phillips (JAO, ESO), A. M. S. Richards (University of Manchester), I. Toledo (JAO), R. Aladro (ESO), D. Broguiere (IRAM), J. R. Cortes (JAO, NRAO), P. C. Cortes (JAO, NRAO), D. Espada (ESO, National Astronomical Observatory of Japan), F. Galarza (JAO), D. Garcia-Appadoo (JAO, ESO), L. Guzman-Ramirez (ESO), A. S. Hales (JAO, NRAO) , E. M. Humphreys (ESO) , T. Jung (Korea Astronomy and Space Science Institute) , S. Kameno (JAO, National Astronomical Observatory of Japan) , R. A. Laing (ESO), S. Leon (JAO,ESO) , G. Marconi (JAO, ESO) , A. Mignano (INAF) , B. Nikolic (Astrophysics Group, Cavendish Laboratory), L. A. Nyman (JAO, ESO), M. Radiszcz (JAO), A. Remijan (JAO, NRAO), J. A. Rodón (ESO), T. Sawada (JAO, National Astronomical Observatory of Japan), S. Takahashi (JAO, National Astronomical Observatory of Japan), R. P. J. Tilanus (Leiden University), B. Vila Vilaro (JAO, ESO), L. C. Watson (ESO), T. Wiklind (JAO, ESO), Y. Ao (National Astronomical Observatory of Japan) , J. Di Francesco (National Research Council Herzberg Astronomy & Astrophysics), B. Hatsukade (National Astronomical Observatory of Japan), E. Hatziminaoglou (ESO), J. Mangum (NRAO), Y. Matsuda (National Astronomical Observatory of Japan), E. Van Kampen (ESO), A. Wootten (NRAO), I. De Gregorio-Monsalvo (JAO, ESO), G. Dumas (IRAM), H. Francke (JAO), J. Gallardo (JAO), J. Garcia (JAO), S. Gonzalez (JAO), T. Hill (ESO), D. Iono (National Astronomical Observatory of Japan), T. Kaminski (ESO), A. Karim (Argelander-Institute for Astronomy), M. Krips (IRAM), Y. Kurono (JAO, National Astronomical Observatory of Japan) , C. Lonsdale (NRAO), C. Lopez (JAO), F. Morales (JAO), K. Plarre (JAO), L. Videla (JAO), E. Villard (JAO, ESO), J. E. Hibbard (NRAO), K. Tatematsu (National Astronomical Observatory of Japan)

http://arxiv.org/abs/1503.02025
M. Rybak (Max Planck Institute for Astrophysics), J. P. McKean (Netherlands Institute for Radio Astronomy; University of Groningen) S. Vegetti (Max Planck Institute for Astrophysics), P. Andreani (ESO) and S. D. M. White (Max Planck Institute for Astrophysics)

http://arxiv.org/abs/1506.xxxxx
M. Rybak (Max Planck Institute for Astrophysics), S. Vegetti (Max Planck Institute for Astrophysics), J. P. McKean (Netherlands Institute for Radio Astronomy; University of Groningen), P. Andreani (ESO) and S. D. M. White (Max Planck Institute for Astrophysics)

Publikacje naukowe

Źródło: ESO | Tłumaczenie: Krzysztof Czart

Liczba odsłon: 1387