náhled|Rozložení temné hmoty v počítačové simulaci Millennium. Vlákna propojují husté uzly kosmické sítě. Filament (také galaktické vlákno nebo kosmické vlákno) je protáhlá struktura temné hmoty, mezigalaktického plynu a galaxií, která je součástí velkorozměrové struktury vesmíru. Filamenty společně s kupami galaxií, plošnými stěnami a prázdnotami vytvářejí kosmickou síť. Nejvýraznější vlákna propojují kupy galaxií, které tvoří její husté uzly.
Struktura a rozměry Filamenty mají jeden rozměr výrazně větší než zbývající dva. Tím se liší od stěn, které jsou rozlehlé ve dvou směrech a poměrně tenké ve třetím. Oba typy struktur se podílejí na ohraničení prázdnot, tedy oblastí s nízkou hustotou hmoty a malým počtem galaxií. Jejich rozlišení je založeno na prostorovém uspořádání hmoty; samotný výskyt řetězce galaxií na dvojrozměrném snímku k určení skutečného tvaru nestačí.
Délky jednotlivých vláken dosahují řádově jednotek až desítek megaparseků. V kosmologických simulacích byly identifikovány také filamentární větve delší než sto megaparseků. Příčné rozměry výrazných filamentů jsou obvykle řádu jednotek megaparseků a mohou se měnit podél téhož vlákna. Filamenty nemají jednotně vymezené hranice. Rozměry uváděné v katalozích závisejí na použité metodě, rozlišení dat a způsobu rozdělení souvislé sítě na jednotlivé větve.
Kromě hustých spojnic mezi kupami existují také řidší a méně nápadná vlákna v oblastech s nízkou hustotou hmoty. Kosmická síť tak zahrnuje struktury na různých prostorových měřítkách.
Vznik a vývoj Vznik filamentů se v kosmologických modelech vysvětluje působením gravitace na počáteční drobné odchylky hustoty hmoty. Jejich vývoj ovlivňuje také gravitační pole okolních oblastí, takže se hmota nestahuje stejně ve všech směrech. Vznikají proto protáhlá vlákna a plošné stěny. Základ budoucí kosmické sítě je přítomen již v počátečním rozložení hustoty; následný gravitační vývoj její strukturu zvýrazňuje.
Numerické simulace ukazují, že hmota proudí z řidších oblastí do stěn, ze stěn do filamentů a podél filamentů do kup galaxií. Vlákna tak zprostředkovávají přísun hmoty do nejhustších uzlů kosmické sítě.
Označení filament samo o sobě neznamená, že veškerá jeho hmota tvoří jediný gravitačně vázaný celek. Dynamický vývoj jednotlivých vláken se liší. Studie simulace MillenniumTNG publikovaná v roce 2024 zjistila, že v komovujících souřadnicích, tedy po odečtení celkového rozpínání vesmíru, mají krátké filamenty sklon se podélně zkracovat, zatímco dlouhé se zpravidla prodlužují. Zkracování komovující délky přitom nemusí znamenat zmenšování fyzické délky: vlákno se může prodlužovat pomaleji, než odpovídá celkovému rozpínání vesmíru.
Pozorování Rozložení filamentů se zjišťuje zejména z rozsáhlých přehlídek galaxií. Kombinace poloh na obloze a rudých posuvů umožňuje sestavovat trojrozměrné mapy jejich rozložení. Již výsledky přehlídky CfA publikované v roce 1986 ukázaly rozsáhlé oblasti téměř bez galaxií, obklopené propojenými strukturami. Podrobnější mapy kosmické sítě později poskytly například Sloan Digital Sky Survey a 2dF Galaxy Redshift Survey.
Galaxie představují pozorovatelné ukazatele rozložení hmoty, filamenty však obsahují také velmi řídký plyn. Jeho významnou složkou je teplé až horké mezigalaktické prostředí, označované anglickou zkratkou WHIM, s teplotami přibližně 105–107 K. Tento plyn se obtížně pozoruje kvůli nízké hustotě a slabému záření. V roce 2008 byla pomocí družice XMM-Newton zjištěna rentgenová emise horkého plynu ve vlákně spojujícím kupy Abell 222 a Abell 223.
Rozložení celkové hmotnosti lze zkoumat prostřednictvím slabého gravitačního čočkování, při němž gravitační pole mění pozorované tvary vzdálenějších galaxií. V roce 2012 poskytlo slabé gravitační čočkování důkaz hmotného vlákna mezi kupami Abell 222 a Abell 223, jehož hmotnosti dominuje temná hmota. Rekonstruované rozložení hmotnosti odpovídalo oblasti se zvýšeným počtem galaxií a dříve zaznamenanou rentgenovou emisí.
Porovnání pozorovaných filamentů s kosmologickými simulacemi slouží k ověřování modelů vzniku struktur. Výzkum se zabývá také vlivem prostředí ve filamentech na vývoj galaxií před jejich případným vstupem do kup a hledáním obtížně pozorovatelné běžné hmoty v mezigalaktickém plynu.
Odkazy Reference
Související články Velkorozměrová struktura vesmíru Kupa galaxií Nadkupa galaxií Prázdnota (astronomie) Temná hmota
Externí odkazy
Kategorie:Velké struktury vesmíru