銀河系シチューの最初のバブル

宇宙が出来て2８億年 銀河間媒質と呼ばれる1万度の冷たいガスが充満しその内側には暖熱銀河間媒質と呼ばれる温度10万度から1千万度を超える高温のガスが銀河団を取り巻いていた。以下、機械翻訳。
銀河系シチューの最初のバブル
投稿日: 2023年 3月 14日

はるかに低温のガス (青) で満たされた銀河間媒体の中で沸騰する高温のガス (黄色) に囲まれているコストコ I に似た銀河原始クラスターのスーパーコンピューター シミュレーション。
クレジット: The THREE HUNDRED コラボレーション
ハワイ州マウナケア –ハワイのマウナケアにある WM ケック天文台を使用している天体物理学者は、驚くほど高温のガスに囲まれた初期宇宙に銀河原始銀河団を発見しました。

この灼熱のガスは、COSTCO-I と呼ばれる巨大な銀河の集まりからなる領域を包み込んでいます。宇宙が 110 億年若かったときに観測された COSTCO-I は、銀河間媒質と呼ばれる目に見える銀河の外側の空間の大部分を満たしていたガスがかなり低温であった時代にまでさかのぼります。「宇宙の正午」として知られるこの時代、宇宙の銀河は星形成のピークにありました。彼らの安定した環境は、形成と成長に必要な冷たいガスでいっぱいで、温度は摂氏約 10,000 度でした。

対照的に、COSTCO-I に関連するガスの大釜は、熱く複雑な状態で焙煎され、時代を先取りしているように見えます。その温度は、摂氏 10万度から 1000万度を超える現在の銀河間媒質に似ており、しばしば「暖熱銀河間媒質」(WHIM) と呼ばれます。

この発見は、天体物理学者が現代の銀河間媒体の特徴を示す古代のガスのパッチを初めて特定したことを示しています。それは、今日のWHIMの温度まで沸騰した宇宙の最も初期の知られている部分です.

カブリ数物連携宇宙研究機構 (Kavli IPMU、東京大学の一部) のチームが主導するこの研究は、The Astrophysical Journal Lettersの本日の号に掲載されています。


シミュレートされた視覚化は、スーパーコンピューター シミュレーションからのデータを使用して、銀河原始銀河団周辺の大規模な加熱のシナリオを示しています。これは、COSTCO-I プロトクラスターで観測されたものと同様のシナリオであると考えられています。写真の中央にある黄色の領域は、数百万光年にわたる巨大で高温のガスの塊を表しています。青い色は、原始銀河団の外側領域に位置する低温のガスと、高温のガスを他の構造に接続するフィラメントを示しています。ガス分布内に埋め込まれた白い点は、星から放出された光です。シミュレーション クレジット: The THREE HUNDRED コラボレーション

「現在の銀河間媒体を沸騰して泡立っている巨大な宇宙シチューと考えると、COSTCO-I はおそらく天文学者が観測した最初のバブルであり、ポットのほとんどが静止していた遠い過去の時代に発生しました。寒い」と、Kavli IPMU の助教授で論文の共著者である Khee-Gan Lee 氏は述べています。

チームは、宇宙が現在の年齢のわずか 4 分の 1 だったときの COSTCO-I を観測しました。銀河原始銀河団の総質量は、太陽の質量の 400兆倍を超え、幅は数百万光年です。

天文学者は現在、このような遠方の銀河原始銀河団を定期的に発見していますが、ケック天文台の低解像度画像分光計 (LRIS) を使用して COSTCO-I の領域をカバーする紫外スペクトルを調べたところ、チームは何か奇妙なことを発見しました。通常、銀河原始銀河団の大きな質量とサイズは、原始銀河団ガスに関連する中性水素に固有の波長で見ると、影を落とします。

COSTCO-I の場所では、そのような吸収の影は見つかりませんでした。

「水素吸収は銀河の原始銀河団を探す一般的な方法の 1 つであり、COSTCO-I 近くの他の原始銀河団はこの吸収信号を示しているので、私たちは驚きました」と、東京大学の修士課程の学生であり、研究。「ケック I 望遠鏡の LRIS の敏感な紫外線機能により、高い信頼性で水素ガス マップを作成することができました。COSTCO-I の署名はそこにはありませんでした。」

原始銀河団を追跡する中性水素が存在しないということは、原始銀河団内のガスが、その遠い時代に銀河間媒体に予想される低温状態をはるかに超える、おそらく百万度の温度に加熱されなければならないことを意味します。


この図は、COSTCO-I 銀河原始銀河団 (上のパネル) の近くで観測された水素の吸収を、コンピューター シミュレーションから計算された原始銀河団の存在を前提として予想される吸収と比較しています。強い水素吸収は赤、弱い吸収は青、中間吸収は緑または黄色で示されます。図の黒い点は、天文学者がその領域で銀河を検出した場所を示しています。COSTCO-I の位置 (両方のパネルでその中心が星としてマークされている) で、天文学者は、観測された水素吸収がその時代の宇宙の平均値と大差ないことを発見しました。観測された銀河の高い濃度に対応するその領域では、数百万光年に及ぶ拡張された水素吸収が見られると予想されるため、これは驚くべきことです。この図は、東らから適応されます。2023 Astrophysical Journal Letters の記事。クレジット: ドンら。

「WHIM の特性と起源は、現在の天体物理学における最大の問題の 1 つです。WHIM の初期の加熱サイトの 1 つを垣間見ることができれば、銀河間ガスが沸騰して現在の泡になったメカニズムを明らかにするのに役立ちます」と Lee 氏は述べています。「これがどのように発生するかについてはいくつかの可能性がありますが、重力崩壊中にガスが互いに衝突して加熱されるか、巨大な電波ジェットが原始銀河団内の超大質量ブラックホールからエネルギーを送り出している可能性があります。」

銀河間物質は、原料を銀河に供給するガス貯留層として機能します。高温のガスは低温のガスとは異なる振る舞いをするため、銀河に流入して星を形成する容易さが決まります。このように、初期宇宙における WHIM の成長を直接研究する能力を持つことで、天文学者は銀河形成とそれを燃料とするガスのライフサイクルの首尾一貫した図を構築することができます。

LRISについて
Low Resolution Imaging Spectrometer (LRIS) は、カリフォルニア工科大学で Bev Oke 教授と Judy Cohen 教授が率いるチームによって構築され、1993 年に委託された、非常に用途が広く、超高感度の可視波長イメージャーおよびスペクトログラフです。機能をさらに強化するために、2 つの主要なアップグレードが行われました。短波長の光用に最適化された 2 番目の青いアームの追加と、最長 (赤) 波長ではるかに感度が高い検出器の設置です。各アームは、カバーする波長に合わせて最適化されています。この広い範囲の波長範囲と機器の高感度を組み合わせることで、彗星 (スペクトルの紫外部分に興味深い特徴を持つ) から、星形成の青色光、非常に遠くの赤色光まで、あらゆるものを研究することができます。オブジェクト。LRIS はまた、最大 50 個の天体のスペクトルを同時に記録します。これは、宇宙の最も遠い到達点と最古の時代にある銀河団の研究に特に役立ちます。LRIS は、2011 年にノーベル物理学賞を受賞した天文学者によって遠方の超新星の観測に使用され、宇宙の膨張が加速していることを突き止めた研究で使用されました。

WMケック天文台について
WM ケック天文台の望遠鏡は、地球上で最も科学的に生産性の高いものの 1 つです。ハワイ島のマウナケア山頂にある 2 つの 10 メートルの光学/赤外線望遠鏡には、イメージャー、多天体分光器、高解像度分光器、積分フィールド分光器、世界をリードするレーザー ガイド スター適応光学システムなどの一連の高度な機器が搭載されています。 . ここに示されているデータの一部は、カリフォルニア工科大学、カリフォルニア大学、および米国航空宇宙局の間の科学的パートナーシップとして運営されている民間の 501(c) 3 非営利組織であるケック天文台で取得されました。天文台は、WM ケック財団の寛大な財政支援によって可能になりました。著者は、マウナケア山頂が常にネイティブ ハワイアン コミュニティ内で持っていた非常に重要な文化的役割と敬意を認識し、認めたいと考えています。この山から観測を行う機会を得られたことは非常に幸運です。