Ve velkých měřítkách je vesmír pln obřích struktur, jejichž stavebními kameny jsou samotné galaxie . Kupy a nadkupy galaxií, které můžeme ve velkých vzdálenostech pozorovat, obsahují, kromě samotných galaxií pozorovatelných ve viditelném světle, také mezigalaktický plyn, jímž je vyplněn tmavý prostor mezi hvězdnými ostrovy. Mezigalaktického plynu může být v galaktických kupách až o dva řády více jak svítící hmoty v galaxiích a tento plyn je natolik horký, že svítí hlavně v rentgenovém oboru.
|
Sunyaevův Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů a fotonů reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru. Comptonův rozptyl – rozptyl fotonů (zpravidla RTG nebo gama záření) na volných elektronech. Při tomto rozptylu se snižuje energie fotonů. V akrečních discích černých děr probíhá inverzní Comptonův rozptyl, při kterém se nízkoenergetické fotony rozptylují na elektronech s vysokou energií. Při tomto procesu fotony energii získávají a mění se na rentgenové nebo gama fotony. |
Mezigalaktický plyn se koncentruje k jádru kupy, kde jsou obvykle usazeny nejhmotnější galaxie . Jde o obří eliptické struktury, které na sebe nabalují drobnější satelity a dějem známým také jako galaktický kanibalizmus postupně rostou a mohutnějí. Postupem času, při vzájemném prolínání a ovlivňování jednotlivých galaxií v kupě, dochází k vytrhávání plynu, který galaxie obsahují, a tento plyn přispívá k plynné složce galaktické kupy . Čím je tedy kupa starší, tím více obsahuje obřích eliptických členů poblíž svého jádra, narůstá množství a koncentrace mezigalaktického plynu, který je koncentrován k jádru kupy. Na velkých vzdálenostech je pak taková struktura pozorovatelná mnohem lépe prostřednictvím světla vyzařovaného mezigalaktickým plynem v rentgenovám oboru, než světla, jímž svítí jednotlivé galaxie. Emise mezigalaktického plynu je mnohem snadněji čitelná jako souhrnný údaj o poloze a pohybu soustavy, než složené informace obsažené ve světle jejích jednotlivých členů, které je nutno komplikovaně převádět na informace o pohybu těžiště soustavy.
Kupa galaxií ve Vlasech Bereničiných zobrazená observatoří ROSAT . Kupa čítá více než 1 000 velkých galaxií, jádro kupy je ve vzdálenosti 326 milionů světelných roků. Mezigalaktický plyn je zobrazený v nepravých barvách: nejvyšší koncentrace je v jádru kupy, v tmavočervené barvě, klesá přes žlutou, zelenou a modrou k nejnižší koncentraci zobrazené fialovou barvou. Zdroj: NASA
Rašíd Sunyaev a Jakov Zeldovič se v šedesátých letech minulého století zabývali vývojem fluktuací v raném vesmíru. Předpověděli, že odezvy fluktuací později nalezených v reliktním záření by měly odpovídat následným velkorozměrovým strukturám vesmíru, které pozorujeme na největších známých měřítkách stěn a vláken nadkup galaxií. Výsledek publikovali poprvé v roce 1970. Sunyaev se Zeldovičem objevili a popsali Sunyaevův-Zeldovičův jev (dále jen SZ jev), který je v současnosti hlavním nástrojem astronomie velkorozměrových struktur a kosmologie zabývající se popisem mladého vesmíru. Díky SZ jevu můžeme pozorovat kupy galaxií v takových vzdálenostech, kde světlo jednotlivých galaxií již není rozpoznatelné a z kupy jsme schopni detekovat jen světlo mezigalaktického plynu. SZ jev je tedy jediným prostředkem detekce nejvzdálenějších velkorozměrových struktur, pokud předpokládáme, že tyto struktury mají za stavební kameny kupy galaxií plné horkého plynu a pokud bereme za referenční pozadí reliktní záření.
Detailní mapa mikrovlnného záření kosmického pozadí jako výsledek sedmiletého projektu WMAP . Světlo Galaxie je odstraněno a detaily fluktuací jsou na úrovni ±200 μK. Zdroj: NASA/WMAP
Prostřednictvím nových pozorování reliktního záření observatoří WMAP a dnes již i sondy Planck se nabídla možnost provést nové mapování vzdálených velkorozměrových struktur. V roce 2008 byly publikovány první rámcové výsledky mapování vzdálených velkorozměrových struktur, které vycházely z tříletého snímkování sondou WMAP. Problém jednotlivých měření galaktických kup spočívá ve velké chybě, kterou je výsledek nutně zatížen. Pokud je ale shromážděno dostatečně velké množství kup, je výslednou chybu možno výrazně eliminovat. Pro účely projektu byl sestaven dosud nejrozsáhlejší katalog rentgenových zdrojů zkompilovaný z katalogů: REFLEX (ROSAT-ESO Flux Limited X-ray catalog, 2004) na jižní obloze, eBCS (extended Brightest Cluster Sample, 2000) pro severní oblohu a CIZA (Clusters in the Zone of Avoidance, 2007) pro oblasti poblíž galaktické roviny. Tyto katalogy byly statisticky nejúplnějšími katalogy rentgenových galaktických kup a takto zkombinovány pokryly celou oblohu. Výsledkem byl soubor 782 galaktických kup zářících v RTG oboru a rovnoměrně rozložených po celé obloze. Tento soubor byl kombinován s měřením mikrovlnného záření sondou WMAP s cílem stanovit pohybové a energetické charakteristiky jednotlivých kup pro vyvození jejich prostorového rozložení, popřípadě dalších vlastností. Velkým překvapením pak byl objev souvislého, asi 20° širokého proudu galaktických kup vzdalujících se od nás ve směru mezi souhvězdími Kentaura a Plachet. Vzdálenost, ve které byl pohyb proudu rozpoznatelný byla určena na alespoň 220 Mpc a rychlost proudu po odečtení vesmírného rozpínání je zde kolem 1 000 kms−1. Příčina takto rozsáhlého toku velkorozměrových struktur je evidentně za hranicí dostupnosti dnešní pozorovací techniky. Je možné, že tak rozsáhlý pohyb způsobují struktury z předinflační fáze vesmíru a jsou pro nás tedy skryty za horizontem viditelné části světa, ve kterém žijeme.
Proud galaktických kup objevený v roce 2008 ve směru mezi Kentaurem a Plachtami. Elipsa reprezentuje celooblohovou přehlídku WMAP. Jednotlivé galaktické kupy z RTG katalogu, které byly v projektu studovány, jsou zde zobrazeny jako bílé tečky. Šíře zobrazené výseče oblohy, v níž se nacházejí kupy unikající vysokou rychlostí od nás, je cca 20°. Zdroj: NASA/GSFC.
Nové výsledky téhož projektu byly publikovány v březnu 2010. Tentokrát byl již zcela cíleně sledován široký proud vzdalujících se galaktických kup. Katalog rentgenových zdrojů byl rozšířen na více jak 1 000 objektů. Proud je popsán jako konzistentní se stálou rychlostí ve vzdálenosti kolem 800 Mpc. Měřitelný signál přitom začíná někde kolem 350 Mpc. V klasickém inflačním scénáři by se měl vesmír na vzdálenostech alespoň 100 Mpc již chovat velmi homogenním způsobem. Nejsou prozatím známy scénáře předpovídající tak rozsáhlé pohybové proudy. Souvztažnost s fluktuacemi reliktního záření je sice očekávaná, nicméně v jiném měřítku. Je však možné, že za hranicí nám pozorovatelsky dostupného vesmíru je struktura jiná, než jsme dosud předpokládali.
Výsledky měření temného proudu publikované v březnu 2010. Rychlosti vzdalování galaktických kup jsou škálovány dle vzdáleností, nejbližší jsou bleděmodré, nejvzdálenější červené. Oblast vzdalujícího se proudu galaktických kup mezi Kentaurem a Plachtami je evidentně různě rozsáhlá pro různé rychlosti – tedy vzdálenosti objektů. Naznačené barevné skvrny tak je možno interpretovat i jako prostorové rozložení jednotlivých rychlostních toků v různých vzdálenostech. Zdroj: NASA/GSFC
Přesnější měření jsou prozatím vzhledem k možnostem pozorovací techniky nemožná. Projekt se dostal na hranice svých možností z dosud dostupných dat. S novými výsledky očekávanými ze sondy Planck bude však možné proměření této oblasti mnohem přesněji. Je možné, že i když nebudou dostupná další či přesnější data týkající se rentgenových zdrojů, bude možno díky podrobnější znalosti mikrovlnných fluktuací popsat strukturu temného proudu v mnohem detailnější podobě. Třeba se pak podaří dohlédnout nepřímo i za hranice dnes viděného vesmíru.
2. Francis Reddy: Mysterious Cosmic 'Dark Flow' Tracked Deeper into Universe; GSFC, Mar 10, 2010
4. Matthew Chalmers: Vector inflation points the way; Physics World, Feb 20, 2008
5. R. A. Sunyaev, Y. B. Zel'dovich: Microwave Background Radiation as a Probe of the Contemporary Structure and History of the Universe; Annual Review of Astronomy and Astrophysics Vol. 18: 537-560 (1980)
