Čtyři nezávislé týmy vědců, detekovaly pomocí observatoře Chandramezigalaktický plyn o teplotách mezi 300 000 - 5 miliony stupňů Celsia.Tento plyn je částí gigantického systému horkého plynu a tmavé hmoty,který určuje vshled vesmíru. Samotné plynná složka obsahuje více hmoty než všechny hvězdy ve vesmíru. "Měli jsme silné podezření založené na teorii velkého třesku apozorováních ranného vesmíru, že takový plyn existuje,ale stále unikal detekci." Říká Claude Canizares z MIT, vedoucí jednoho týmu. Detekovaný plyn může být použit k vyhledání hmotnější componenty - tmavé hmoty.Objev tohoto plynu může potenciálně astronomům umožnit rozloženítmavé hmoty ve vesmíru a porozumět jeho vzniku. UV-teleskopy detekovaly chladnější části horkého plynu, ale vzhledemk jeho velmi vysokým teplotám je většina plynu detekovatelná pouzeza použití velmi citlivých rentgenových detektorů. K objevu horkého plynu bylypoužity dvě techniky. Jedna používala absorpční efekty plynu na rentgenové zářeníze vzdálených galaxií, druhá využívala toho, že horký plyn emituje rentgrnové záření. Rentgenové záření je na své cestě k Zemi zeslabováno mračny mezigalaktického plynu.Měřením tohoto zeslabení způsobené kyslíkem a dalšími součástmi mračna je možné odhadnout teplotu, hustotu a hmotnost absorbujícího plynu. Pozorování kvasarů PKS 2155-304 a H1821+643 odhalilo různé částiplynného systému. Jedna z částí vypadá jako vlákno, které obsahujeMléčnou dráhu a galaxii v Andromedě, ostatní detekované části jsou ve vzdálenostechmiliard světelných let od Země. Výsledky potvrzují dřívější práce Joela Bregmana a Jimmy Irvina, kteřívyužili faktu, že horký plyn je emitentem rentgenového záření. Pozorováním absorpcezáření z horkého plynu blízkou galaxií byli schopni určit přítomnost horkého plynu za galaxií."Lékař používá stín vytvořený Vašimi kostmi po ozáření rentgenovým zářením. Tato metodavyužívá stínu k zjištění vlastností rentgenového zdroje." uvádí Bregman. V průběhu prvních neěkolika miliard let se přibližně 20% hmotyzformovalo do skupin galaxií. Teorie předpovídají, že zbývající hmotase zformovala v rozsáhlou vláknovitou síť spojující skupiny galaxií. Tato síť by měla být natolik horká, aby nebyla detekovatelná optickými, infračervenými a rádiovými teleskopy. Počítačové simulace již několik let naznačují, že většina "chybějící hmoty"ve vesmíru je koncetrována v horkách vláknech. Většina těchto vláken je příliš slabá k pozorování, ale my můžeme pozorovat jejich stíny, uvádí Smitha Mathur,vedoucí skupiny v Ohio State. Snímky a další informace naleznete na http://chandra.harvard.edua http://chandra.nasa.gov. Zpracováno dle http://www.nasa.gov |
