COSMOS-z3.1-A pokazuje, jak rosły największe struktury we Wszechświecie

COSMOS-z3.1-A to wyjątkowo wczesny obraz zalążkowego supergromadzenia galaktyk — przodka przyszłego układu „gromad gromad”. Obiekt obserwujemy w czasie, gdy Wszechświat miał około 2,1 mld lat. Jego szacowana masa wynosi już mniej więcej 5 tys. mas Drogi Mlecznej. Na podstawie zmierzonego zagęszczenia materii i modeli wzrostu struktur astronomowie oceniają, że w przyszłości może on przekształcić się w układ masywniejszy niż pobliska Gromada w Warkoczu (Coma). Nie jest to jednak bezpośredni pomiar jego przyszłej masy, lecz prognoza modelowa. 15

To nie pojedyncza gromada, lecz jej większy zalążek

Międzynarodowy zespół uznał COSMOS-z3.1-A za najdalszego znanego przodka supergromadzenia galaktyk. To obiekt rzadszy niż sama protogromada: nie jest po prostu rozwijającą się gromadą galaktyk, ale większym kompleksem, z którego ma powstać zbiór masywnych gromad. 7

Nie wygląda on jak spokojna, zwarta i kulista struktura. Jest nieregularny oraz złożony z kilku gęstych skupisk. Jądra leżą w wyjątkowo silnie zagęszczonym obszarze, w miejscu przecinania się włókien kosmicznej sieci. Widać też podobne do „ogonów” wydłużenia, które prawdopodobnie są włóknami doprowadzającymi materię do gęstych jąder. 14

Szacunki masy potomnej wskazują, że COSMOS-z3.1-A wraz z COSMOS-z3.1-C mogą do chwili oznaczanej jako przesunięcie ku czerwieni równe zero — czyli w obecnej epoce kosmicznej — osiągnąć całkowitą masę większą niż Gromada w Warkoczu. W pracy podano dla tych skrajnych struktur wartość co najmniej (10^{15,3}) mas Słońca. 1

Jak ODIN zamienił plamę na niebie w trójwymiarową mapę

Punktem wyjścia było przeglądowe badanie ODIN, nastawione na wyszukiwanie odległych protogromad. Jako znaczniki wykorzystuje ono galaktyki emitujące promieniowanie Lyman-alfa. Obserwacje pola COSMOS przy przesunięciu ku czerwieni 3,1 wykonano metodą obrazowania w wąskich pasmach, z użyciem kamery Dark Energy Camera (DECam). Dzięki temu można było wychwycić obszary o podwyższonej koncentracji galaktyk. 335

Samo zagęszczenie widoczne na dwuwymiarowym obrazie nie wystarcza, by potwierdzić, że galaktyki są rzeczywiście blisko siebie w przestrzeni. Zespół uzupełnił więc dane o obserwacje spektroskopowe z instrumentów DESI, GMOS na teleskopie Gemini South oraz DEIMOS na teleskopie Keck II. Pomiary przesunięć ku czerwieni pozwoliły odtworzyć trójwymiarowy rozkład galaktyk, zidentyfikować gęste jądra oraz ich szersze otoczenie. 135

Ta metoda ujawniła również włókna poprzez rozmieszczenie śledzących je galaktyk. Rezultat nie jest więc jedynie katalogiem bardzo odległych galaktyk, lecz mapą rodzącego się środowiska wielkoskalowego. 1

Dowód na hierarchiczny wzrost struktur

Współczesna kosmologia opisuje powstawanie struktur jako proces hierarchiczny: najpierw formują się mniejsze koncentracje materii, a następnie łączą się i przyciągają kolejną materię, budując coraz większe układy. COSMOS-z3.1-A dobrze pasuje do tego obrazu. Składa się z wielu rozwijających się komponentów osadzonych w sieci włókien, a nie z jednej dojrzałej gromady. 17

Położenie na przecięciu włókien kosmicznej sieci ma tu kluczowe znaczenie. Takie włókna mogą kierować galaktyki i materię ku gęstym węzłom, wspierając wzrost poszczególnych składników przyszłego supergromadzenia. Obserwacja daje zatem szczególnie wczesny przykład etapu pośredniego między mniejszymi protogromadami a największymi systemami gromad znanymi z pobliskiego Wszechświata. 14

Co łączy to odkrycie z „ukrytymi gwiazdami” Webba — a czego nie wyjaśnia

COSMOS-z3.1-A dotyczy wzrostu wielkoskalowego środowiska: obszarów bogatych w ciemną materię, grup galaktyk, włókien i protogromad. Osobny wynik z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST) dotyczy zaś populacji gwiazd wewnątrz pojedynczych wczesnych galaktyk.

W badaniu JWST naukowcy przeanalizowali dziewięć masywnych, wczesnych galaktyk i znaleźli dowody na znacznie większą, niż zwykle zakładano, liczbę słabych gwiazd o małych masach. Gwiazdy te wnoszą istotny wkład do masy, choć emitują mało światła. Z tego powodu niektóre wcześniejsze oszacowania mas gwiazdowych mogły być zaniżone trzy- lub czterokrotnie; w najbardziej skrajnym przypadku wynik zbliżał się do czterokrotności. 192027

Oba rezultaty się uzupełniają, ale żaden nie stanowi pełnego wyjaśnienia drugiego. Protosupergromadzenie zasilane włóknami zapewnia wiarygodne środowisko szybkiego składania galaktyk, natomiast przewaga gwiazd niskomasywnych zmienia ocenę tego, ile masy gwiazdowej może być w nich słabo widoczne. Modele wczesnego Wszechświata nadal muszą wyjaśnić jednocześnie szybkie powstawanie gęstych środowisk i szczegółowy skład ich populacji gwiazdowych. 11722

Co dalej: Rubin i konieczność spektroskopii

Obserwatorium Vera C. Rubin rozpoczęło program Legacy Survey of Space and Time (LSST), a jego pierwszy naukowy pakiet danych z kamery LSST objął głębokie obserwacje pola COSMOS. 3336

Szerokie i głębokie obrazowanie Rubina może pomóc znaleźć więcej kandydatów na odległe obszary o zwiększonej gęstości galaktyk. Spektroskopia pozostanie jednak niezbędna: tylko precyzyjne pomiary przesunięć ku czerwieni pozwalają odróżnić rzeczywiste protosupergromadzenie w trzech wymiarach od galaktyk, które na obrazie dwuwymiarowym jedynie pozornie leżą blisko siebie. Praca ODIN nad COSMOS-z3.1-A pokazuje siłę połączenia szerokiego obrazowania z rozległą i celowaną spektroskopią. 13