COSMOS-z3.1-A to zalążek supergromady cięższy od Drogi Mlecznej 5 tys. razy

COSMOS-z3.1-A jest wyjątkowo masywną proto-supergromadą — wciąż składającym się zalążkiem przyszłego „zgrupowania gromad galaktyk”. Międzynarodowy zespół zaobserwował ją przy przesunięciu ku czerwieni z = 3,1, czyli w chwili, gdy Wszechświat miał około 2,1 mld lat. To najdalszy znany przodek supergromady galaktyk. 912

Około 5 tys. razy masywniejsza od Drogi Mlecznej

Szacowana masa COSMOS-z3.1-A wynosi około 5 tys. mas Drogi Mlecznej. Analizy gęstości materii oraz symulacje ewolucji sugerują, że do obecnej epoki struktura powinna przekształcić się w układ masywniejszy niż Gromada w Warkoczu (Coma Cluster) — jedna z największych znanych gromad galaktyk w pobliskim Wszechświecie. 2912

To ważne zastrzeżenie: nie jest to bezpośredni pomiar jej przyszłej masy, lecz wynik modelowania. Same oszacowania mas potomnych struktur są obarczone niepewnością zależną m.in. od przyjętego obrazu ich rozmiaru i rozkładu wzdłuż linii widzenia. 24

Nie gotowa gromada, lecz węzeł kosmicznej sieci

COSMOS-z3.1-A nie przypomina pojedynczej, spokojnej i kulistej gromady. Składa się z kilku gęstych, nieregularnych jąder proto-gromad rozciągniętych w obszarze około 90 × 70 × 60 współporuszających się megaparseków. Jądra łączą włókniste „ogona” — prawdopodobnie filamenty kosmicznej sieci, którymi do zagęszczonych rejonów napływa materia. 2

Właśnie taki obraz wspiera hierarchiczny, często określany jako „oddolny”, model powstawania wielkich struktur: najpierw rozwijają się mniejsze halo ciemnej materii i grupy galaktyk, a następnie łączą się oraz rosną dzięki materii dopływającej wzdłuż filamentów. COSMOS-z3.1-A pokazuje tę fazę budowy w bardzo odległej przeszłości kosmosu. 212

Jak astronomowie stworzyli mapę 3D

Kandydatów na tak odległe zagęszczenia galaktyk wytypowano w przeglądzie ODIN, przede wszystkim dzięki obrazom z kamery DECam i obserwacjom galaktyk emitujących promieniowanie Lyman-alfa. Następnie zespół wykorzystał szerokoobszarowe dane spektroskopowe DESI oraz celowane obserwacje instrumentami Gemini South/GMOS i Keck II/DEIMOS. Pomiar przesunięć ku czerwieni pozwolił zamienić dwuwymiarową plamę galaktyk na trójwymiarową mapę struktury i jej filamentów. 212

Kolejne rozległe poszukiwania takich obiektów ma ułatwić przegląd LSST w Obserwatorium Very C. Rubin w Chile, które rozpoczęło działalność obserwacyjną. Same obrazy nie wystarczą jednak do pełnego odtworzenia głębokości i historii ruchu struktur — nadal konieczna będzie spektroskopia. 1

A co z wynikami JWST o „ukrytych” małych gwiazdach?

To osobny, choć powiązany z tematyką wczesnego Wszechświata, rezultat. Obserwacje JWST wskazują, że niektóre masywne, wczesne galaktyki mogły zawierać więcej słabych gwiazd o małej masie, niż zakładano. W skrajnych przypadkach ich wyliczona masa gwiazdowa mogłaby być nawet trzy–cztery razy większa od wcześniejszych oszacowań. 1013

COSMOS-z3.1-A pokazuje środowisko szczególnie sprzyjające szybkiemu składaniu galaktyk: bardzo gęsty węzeł zasilany przez kosmiczne filamenty. Nie rozstrzyga jednak sam w sobie, dlaczego w poszczególnych galaktykach miałoby powstawać tak wiele małych gwiazd ani jak skutecznie przekształcały one materię w gwiazdy. 210