天文学者の国際チーム[2]は、おとめ座銀河団内の銀河間空間にある多数の惑星状星雲[3]の速度を高精度で測定することに成功しました。このため、彼らはパラナル天文台（チリ）のESO超大型望遠鏡の非常に効率的なFLAMES分光器[4]を使用しました。
これらの惑星状星雲星は、大きなクラスターの銀河間の他の方法では空のように見える空間に自由に浮遊し、これらのクラスター内で作用する重力の「プローブ」として使用できます。彼らは、これらの領域内の目に見えるだけでなく目に見えない質量を追跡します。これにより、天文学者は宇宙でこれらの大きな束縛構造の形成履歴を研究できます。
これらの40個の星の正確な速度測定は、おとめ座が非常に不均一な銀河団であり、まだ平衡状態になる時間がないいくつかのサブユニットで構成されているという見解を裏付けています。これらの新しいデータは、おとめ座銀河団がまだ作成中であることを明確に示しています。
また、精査された領域の明るい銀河の1つであるメシエ87には、星のハローが非常に広がっており、少なくとも65 kpcに達することが初めて証明されました。これは私たちの銀河である天の川の2倍以上の大きさです。
若いクラスター
おとめ座銀河団は約5,000万光年の距離にあり、最も近い銀河団です。それは黄道星座おとめ座（The Virgin）にあり、巨大な巨大銀河や巨大な楕円銀河や私たちの天の川のような渦巻から、それらの大きな兄弟より数百倍小さい矮小銀河に至るまで、何百もの銀河が含まれています。フランスの天文学者チャールズメシエは、彼の有名な星雲のカタログに乙女座星団の16人のメンバーを入れました。 ESO La Silla ObservatoryのWide Field Imagerカメラで取得したクラスターのコアの画像は、PR Photo 04a / 03として昨年公開されました。
銀河団は、暗くて明るい物質からの強い引力によって、より小さな実体の集合によって長期間にわたって形成されたと考えられています。おとめ座銀河団は比較的若い星団であると考えられています。これまでの研究では、主要な銀河メシエ87、メシエ86およびメシエ49の周りに小さな「銀河のサブクラスタ」が明らかになっているためです。より滑らかな銀河団。
最近の観測では、クラスター内の銀河間の領域と呼ばれるいわゆる「クラスター内」空間に、まばらな「クラスター内の星の集団」が浸透しており、これを使用してクラスターの構造を詳細に研究できます。
宇宙の放浪者
おとめ座銀河団の星団内星の最初の発見は、1996年にイタリアの天文学者、マグダアルナボルディ（イタリアのトリノ天文台）とその同僚によって偶然に行われました。おとめ座銀河団の銀河のハローの広がりを調べるために、ESOでラシッラのテクノロジー望遠鏡は、「惑星状星雲」として知られている天体を探していました[3]。
惑星状星雲（PNe）は、強力な輝線から遠く離れたところまで検出できます。これらの狭い輝線により、半径方向の速度を正確に測定することもできます。したがって、惑星状星雲は、遠方の銀河のハロー領域にある星の動きを調査するのに役立ちます。
彼らの研究では、天文学者たちは銀河とは無関係であるが、銀河団全体の重力場を移動しているいくつかの惑星状星雲を発見しました。これらの「放浪者」は、新たに発見された星団の集団に属していました。
これらの最初の観測以来、これらの放浪者の数百人が発見されました。それらは、これらの巨大な星団の銀河の間に群がる膨大な数の星の氷山の一角を表さなければなりません。実際、惑星状星雲は、太陽のように一般的な低質量星の最終段階であるため、一般的に星の数の代表です。そして、惑星状星雲はかなり短命（数万年-天文学的タイムスケールでの電撃）であるため、天文学者は、約8,000万の太陽型星のうちの1つの星が任意の瞬間に惑星状星雲として見えると推定できます。したがって、銀河の間には、銀河自体と同じ数の星がなければなりません。しかし、それらは非常に大量に希釈されているため、ほとんど検出できません。
これらの星は主に古いため、クラスター内空間での存在の最も可能性の高い説明は、それらが個々の銀河内で形成され、その後、クラスター形成の初期段階で他の銀河との接近時に多くの星が取り除かれたということです。これらの「失われた」星はその後、クラスター内空間に分散し、そこでそれらを見つけることができます。
したがって、惑星状星雲は、大量の質量を内包する可能性のある領域で、星の数、種類、および動きに独自のハンドルを提供できます。彼らの動きには、銀河の相互作用の歴史と銀河団の形成の化石記録が含まれています。
死にゆく星の速度を測定する
天文学者の国際チーム[2]はさらに進んで、おとめ座銀河団の惑星状星雲の運動を詳細に研究して、その動的構造を決定し、数値シミュレーションと比較しました。この目的のために、彼らは挑戦的な研究プログラムを実行し、以前に見つけた星団内惑星星雲候補を確認し、おとめ座銀河団コアの3つの異なる領域（「調査フィールド」）での放射速度を測定しました。
これは簡単な作業ではありません。おとめ座の惑星状星雲からの主な酸素放出線の放出は、月までの平均距離の約17倍の約660万キロの距離にある60ワットの電球の放出に匹敵します。さらに、クラスター内の惑星状星雲のサンプルはまばらで、およそ月のサイズの4分の1度の正方形の空のフィールドに数十個の惑星状星雲しかありません。したがって、分光観測には、広い視野を備えた8メートル級の望遠鏡と分光器が必要です。したがって、天文学者はVLTのFLAMES-GIRAFFEスペクトログラフ[4]に依存する必要があり、その比較的高いスペクトル分解能、25分の弧の視野、一度に最大130のスペクトルを取る可能性がありました。
天文学者は合計107個の星を研究しましたが、そのうち71個は本物の星間惑星候補であると考えられていました。彼らは、21から49の物体を、フィールドあたり約2時間同時に観察しました。調査された乙女座コアの3つの部分には、いくつかの明るい銀河（メシエ84、86、87、およびNGC 4388）と多数の小さな銀河が含まれています。それらは、クラスターのさまざまなエンティティを表すために選択されました。
分光測定は、研究された40の惑星状星雲のクラスター内の性質を確認することができました。彼らはまた、おとめ座銀河団のこの部分の構造に関する豊富な知識を提供しました。
進行中の
メシエ87（M87）の近くの最初のフィールドでは、天文学者は1250 km / sに近い平均速度とこの値の周りのかなり小さい分散を測定しました。したがって、この領域のほとんどの星は、地球が太陽に束縛されているのと同じ方法で、明るい銀河M87に物理的に束縛されています。マグダアルナボルディ氏は次のように説明しています。「この研究により、メシエ87には恒星のハローが少なくとも65 kpc、つまり200,000光年に達するまでの動的平衡状態にあるという驚くべき発見がありました。これは私たち自身の銀河である天の川の2倍以上の大きさで、以前は知られていませんでした。」
明るい銀河から遠く離れた2番目のフィールドで観測された速度分散は、最初のフィールドよりも4倍大きくなっています。この非常に大きな分散は、異なる速度で非常に異なる方向に星が移動していることを示していますが、このフィールドには、大きな銀河の影響をほとんど受けていないクラスター内の星が多く含まれていることもわかります。新しいデータは、この星団の集団がM87を周回する小さな銀河の崩壊の残り物である可能性があることを、食欲をそそる可能性として示唆しています。
FLAMESスペクトルから推定されるように、3番目のフィールドの速度分布は再び異なります。速度は、メシエ86、メシエ84、NGC 4388の大規模な銀河に関連する下部構造を示しています。おそらく、これらのすべての惑星状星雲の大部分は、メシエ84の周囲の非常に広がったハローに属しています。
チームのメンバーであるOrtwin Gerhard（スイスのバーゼル大学）は興奮しています。「これらの速度測定をまとめると、おとめ座銀河団は、いくつかのサブユニットで構成される非常に不均一で非リラックスした銀河団であるという見解を確認できます。このように、FLAMESスペクトログラフを使用して、おとめ座銀河団のサブユニットがまだ集まっている瞬間の動きを観察することができました。そして、それは確かに一見の価値がある眺めです！」
詳しくは
このESOプレスリリースで発表された結果は、リサーチジャーナルに掲載されたばかりの研究論文（M. Arnaboldiらによる「乙女座星団の中心における星間惑星状星雲の視線速度分布」）に基づいています。 Astrophysical Journal Letters Vol。 614頁33。
ノート
[1]：このトピックに関するバーゼル大学のプレスリリースは、http：//www.zuv.unibas.ch/uni_media/2004/20041022virgo.htmlから入手できます。
[2]：チームのメンバーは、Magda Arnaboldi（INAF、イタリアのOsservatorio di Pino Torinese）、Ortwin Gerhard（天文学研究所、バーゼル大学、スイス）、Alfonso Aguerri（Instituto de Astrofisica de Canarias、スペイン）、Kennethです。 C.フリーマン（オーストラリア、ACTマウントストロムロ天文台）、ニコラナポリターノ（オランダ、カプテイン天文研究所）、岡村貞典（東京大学天文学部）、安田直樹（宇宙科学研究所、大学）東京、日本の）。
[3]：惑星状星雲は太陽に似た星で、最後の死にかけている段階で、外層を周囲の空間に放出します。同時に、彼らは「白い矮星」のように見える小さくて熱い恒星の核を明らかにしました。放出されたエンベロープは、星のコアによって照明および加熱され、いくつかの元素の特徴的な輝線（特に酸素（波長495.9および500.7 nm））で強く放出されます。それらの名前は、「ダンベル星雲」（ESO PR写真38a / 98を参照）などのこれらの近くのオブジェクトのいくつかが、小さな望遠鏡で見ると太陽系の巨大惑星の円盤に似ているという事実に由来します。
[4]：ファイバーラージアレイマルチエレメントスペクトログラフであるFLAMESは、8.2m VLT KUEYENユニット望遠鏡に設置されています。それは、多数の個々のかすかなオブジェクト（または小さな空の領域）のスペクトルを同時に観察することができ、直径が25分角以上、つまり、満月とほぼ同じ大きさの空のフィールドをカバーします。これは、ESO、パリ-ムドン天文台、ジュネーブ-ローザンヌ天文台、およびアングロオーストラリア天文台（AAO）のコラボレーションの結果です。
元のソース：ESOニュースリリース
