Obsah Obsah

Měření vzdáleností  Klasifikace galaxií

Blízký vesmír a Galaxie – Mléčná dráha

Pátrání po struktuře vesmíru

Od doby, kdy začali astronomové používat dalekohled, bylo postupně čím dál jasnější, že v okolním vesmíru nejsou jen hvězdy. Prvé katalogy nehvězdných objektů byly sestavovány již na přelomu 17. a 18. století. Známější jsou ale spíše pozdější katalogy Charlese MessieraWilliama Herschela. Dílo jeho syna Johna Herschela, nazvané General Catalogue of Nebulae and Clusters, pochází z roku 1864. Katalog již obsahoval 5 000 objektů, z nichž polovinu napozoroval William Herschel a druhou polovinu John. Později byla tato práce doplněna a vydána po Johnově smrti pod názvem General Catalogue of 10 300 Multiple and Double Stars. V osmdesátých letech 19. století se pak toto dosud nejrozsáhlejší popisné dílo stalo základem pro New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, který sestavil John Louis Emil Dreyer a vydal jej poprvé v roce 1888. Tento katalog je dnes znám pod zkratkou NGCKatalog NGC – New General Catalogue, katalog mlhovin hvězdokup a galaxií poprvé publikovaný dánským astronomem Johnem Dreyerem v roce 1888. Za jeho základ posloužila pozorování Williama Herschela. Objekty v tomto katalogu jsou označovány písmeny NGC a číslem. Velká galaxie v Andromedě má například označení NGC 244. Katalog obsahuje přibližně 8 000 objektů.. Postupně následovaly další a další práce. Na přelomu 19. a 20. století již doba nazrála natolik, že se astronomové mohli začít vážně zabývat strukturou okolního vesmíru. Prvé krůčky navazovaly na práci a zkušenosti již zmiňovaného Williama Herschela, od jehož doby se ale ve výzkumu Mléčné dráhy, která dosud tvořila celý vesmír, příliš nepokročilo.

Průkopníkem moderního zkoumání struktury vesmíru se stal Jacobus Cornelius Kapteyn, který pomocí statistických metod zkoumal vlastnosti hvězd v Mléčné dráze v různých směrech. Objevil při tom extinkciExtinkce – zeslabení světla vzdálených hvězd. Je způsobena pohlcováním světla mezihvězdnou látkou. V galaktické rovině v bezprostředním okolí Slunce jde o průměrné zeslabení o 1,9 mag/1 kpc. Mezihvězdná látka ale není v Galaxii rozmístěna rovnoměrně a na větších vzdálenostech může nabývat i velmi rozdílných hodnot. Velikost extinkce je zhruba nepřímo úměrná vlnové délce světla. Z velkých vzdáleností tedy lépe prochází mezihvězdným prostředím červené světlo a vzdálenější hvězdy se proto jeví červeně. Extinkce je způsobena rozptylem a pohlcováním fotonů na částicích prostředí. Z charakteristik extinkce lze tak přímo zjistit vlastnosti mezihvězdného prostředí, které nás dělí od zdroje světla. způsobenou mezihvězdnou látkou a poznal také jako první dynamiku Mléčné dráhy jako rotující soustavy hvězd. Mléčná dráha by podle Kapteyna měla být doutníkovitou soustavou se středem, kolem něhož se hvězdy v mocných proudech otáčejí po eliptických drahách. Velikost soustavy a polohu Slunce v ní se mu ale ještě správně určit nepodařilo.

Kapteynův model naší hvězdné soustavy

Kapteynův model naší hvězdné soustavy založený na měření rozložení hvězd v různých směrech. Na druhém grafu je konfrontace Kapteynova modelu s výsledky Shaplyovými. Třetí obrázek nabízí Oortovu syntézu obou předchozích zkoumání. Zdroj: Hubert Slouka, Pohledy do Nebe, Orbis Praha, 1942.

Kapteynův hvězdný ostrov byl příliš malý a Slunce bylo příliš blízko jeho středu. Na tento rozpor upozornil Harlow Shapley, jemuž se podařilo v roce 1918 pomocí prostorového rozložení 69 kulových hvězdokup objevit skutečnou velikost Mléčné dráhy a současně umístit Sluneční soustavu mnohem lépe vůči jejímu středu. Díky Shapleymu víme, že střed Mléčné dráhy se nachází v hustých hvězdných oblacích v souhvězdí Střelce poblíž hranice se Štírem a Hadonošem. Teprve ale až Janu Hendriku Oortovi se podařilo koncem dvacátých let (1927) skloubit předchozí výzkumy a dopočítat, že Mléčná dráha má diskovitý tvar a Sluneční soustava se nachází v oblasti chudé na hvězdy – mezi dvěma rameny spirální galaxie, asi 19 200 světelných rokůSvětelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×1012 km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky. od jejího středu.

Shapleyho zobrazení polohy místní skupiny hvězdokup

Shapleyho zobrazení polohy místní skupiny hvězdokup včetně Sluneční soustavy vůči rozložení kulových hvězdokup. Jde o průmět do galaktické roviny. Nejmenší nepřerušovaná kružnice označuje místní skupinu hvězdokup o velikosti 100 pc. Další plné heliocentrické kružnice se postupně zvětšují o interval 10 000 pc. Plné tečky označují polohy kulových hvězdokup a čárkované kružnice pak naznačují, kde by mohla mít soustava kulových hvězdokup své jádro. Čárkovaná linie vyznačuje osu systému kulových hvězdokup. Zdroj: Harlow Shapley, Publications of the Astron. Soc. of the Pacific, Vol. 30, No. 173, p.42.

V roce 1920 byla uspořádána Velká debata o povaze spirálních mlhovin mezi Harlowem Shapleym a Heberem Doustem Curtisem. Shapley obhajoval názor, že spirální mlhoviny, včetně například Velké mlhoviny v Andromedě, jsou součástí Mléčné dráhy, zatímco Curtis dokazoval, že díky mnoha charakteristikám musejí být samostatnými hvězdnými ostrovy. Pozdější výzkum Edwina Hubbla pomocí Hookerova stopalcového dalekohledu v polovině dvacátých let na Mt. Wilsonu definitivně potvrdil, že Mléčná dráha je jen jedním z mnoha hvězdných ostrovů plujících ve vesmírné prázdnotě. Mléčná dráha byla definitivně uznána jako samostatná hvězdná soustava velmi podobná spirálním mlhovinám. Spirální mlhoviny tak přestaly být mlhovinami a staly se hvězdnými ostrovy – galaxiemiGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny..

Stavba Galaxie – Mléčné dráhy

Naše Galaxie, hvězdný ostrov, jehož součástí je Sluneční soustava, je samostatným světem plujícím ve vesmírné prázdnotě. Jelikož je Sluneční soustava uvnitř, na obloze se Galaxie jeví jako souvislý pruh hvězd táhnoucí se bez přerušení celou oblohou. Tento pruh je nazýván Mléčná dráha a často označení Galaxie a Mléčná dráha splývají. Galaxie je tvořena zejména hvězdami, mezihvězdným plynem a prachem a temnou hmotouTemná hmota – hmota ve Vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky.. Nejhustěji je galaktická látka nahloučena poblíž galaktické roviny, na obloze se tato oblast promítá jako Mléčná dráha. Zde je nejvyšší koncentrace galaktických prachových mračen, galaktických mlhovin a samozřejmě hvězd, jimiž Galaxie svítí ve viditelném oboru. Hvězdy bývají velmi často součástí nejrůznějších hvězdokup či hvězdných asociacíAsociace – Nestabilní řídká seskupení mladých hvězd. Stáří 106 až 107 let. Nízká hustota hvězd. K nejznámějším patří OB asociace složené z mladých hvězd spektrální třídy O až B (tzv. asociace typu Orion). V Galaxii je jich asi 100. Dalším druhem jsou asociace typu T Tauri složené z velmi mladých hvězd spektrální třídy F až M. Menší hvězdy jsou schované v oblacích plynu a prachu, charakteristická je emise v IR oboru a přítomnost eruptivních proměnných. V Galaxii se nachází asi 1 000 exemplářů. doprovázených mlhovinami. O této části blízkého vesmíru pojednává podrobněji kapitola Hvězdy a mlhoviny.

Obrazy Mléčné dráhy v různých spektrálních oborech

Obrazy Mléčné dráhy, jak se na obloze jeví v rozličných spektrálních oborech. Obecně platí, že čím je vlnová délka kratší, tím energetičtější procesy se podaří zachytit. Čím je naopak vlnová délka delší, tím chladnější oblasti v Mléčné dráze budou zobrazeny. Na infračervených a delších vlnách je možno zobrazit chladná molekulární a plynoprachová mračna, která pohlcují světlo hvězd, na vysokých frekvencích zachytíme žhavé hvězdy, akreční disky kolem kompaktních zdrojů a záření z okolí galaktického jádra. Zdroj: NASA./GSFC.

Prvotní modely stavby Galaxie založené na rádiovém snímkování postupně určily její spirálovou strukturu a rozlišily čtyři výrazné prostorové koncentrace galaktického plynu v našem okolí. Koncentrace plynu byly ztotožněny se spirálními galaktickými rameny. Jde o ramena označovaná podle souhvězdí, do nichž se nám promítají jejich nejhustší oblasti: rameno Norma (Pravítko), Scutum-Centaurus (Štít – Kentaur), Sagittarius (Střelec) a rameno v Perseovi. K tomu je nutno přiřadit ještě koncentraci centrální oblasti Galaxie. Sluneční soustava leží mezi ramenem ve Střelci a ramenem Perseovým v řídkém rameni Orionově (Orion Arm), někdy také označovaném jako výběžek Oriona (Orion Spur).

Velikostně se Galaxie jeví jako diskovitý útvar o průměru zhruba 100 000 světelných roků. Sluneční soustava se nachází zhruba 30 000 světelných roků od středu tohoto disku. Tloušťka disku se dá měřit jen velmi obtížně a vyjma centrální oblasti se udává v desítkách až stovkách světelných roků, neb při tak velké rozloze dochází již v poměrně malých vzdálenostech k velkému perspektivnímu zkreslení. Většina okrajových oblastí nad a pod galaktickým diskem je skryta za bližší mezihvězdnou látkou, a přímé měření tak není možné. Galaxii pozorujeme z místa v disku, pro které se ujal název Místní bublina. Místní bublina (Local Bubble nebo Local Cavity) je dutina, někdy označovaná také jako komín v okolní hustější mezihvězdné látce v rameni Orionově. Obsahuje Místní oblak mezihvězdné látky (Local Interstellar Cloud), v němž se nachází Sluneční soustava. Místní bublina měří zhruba 300 světelných roků v průměru a koncentrace neutrálního vodíku zde dosahuje přibližně 0,05 atomu/cm3, což je zhruba desetina hustoty okolní mezihvězdné látky v Mléčné dráze (0,5 atomu/cm3) a šestina hustoty Místního oblaku (0,3 atomu/cm3). Horký difúzní plyn Místní bubliny září v rentgenovém oboru.

Galaktická ramena

Galaxie je podle posledních průzkumů dalekohledem SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. v infračerveném oboru nejspíše strukturou jen se dvěma výraznými hvězdnými rameny vycházejícími z konců dlouhé příčky. Velká ramena jsou rameno Scutum – Centaurus a rameno Perseovo. Obě tyto struktury jsou plné mladých jasných hvězd a také starších obřích červených hvězd v závěrečné vývojové fázi. Druhé dvě spirální struktury ve Střelci (Sagittarius) a v Pravítku (Norma) sestávají hlavně z plynu a malého množství mladých hvězd. Zdroj: NASA.

Zobrazení Místní bubliny ve třech kolmých rovinách

Zobrazení Místní bubliny, v níž se nachází Sluneční soustava, ve třech na sebe kolmých řezech. Prvý obraz je kolmým průmětem do galaktické roviny, druhý je řezem ve směru ke galaktickému jádru, jež je vpravo, a třetí graf je zobrazen v rovině kolmé na předchozí. Zobrazená oblast zabírá zhruba krychli o straně s velikostí 600 pc – viz měřítko v obrázcích. Zdroj: AANDA.

Postupně se zvětšující mapy blízkého okolí Sluneční soustavy v Galaxii

Postupně se zvětšující mapy blízkého okolí Sluneční soustavy v Galaxii – průmět do galatické roviny. Oblasti hustějšího mezihvězdného prostředí jsou vyznačeny žlutě až červeně. Umístění Slunce (Sonne) v obří dutině mezihvězdné látky je zřetelné na prvním obrázku. Grafy jsou z knihy Nigel Henbest, Heather Couper: Die Milchstraße, Birkhäuser Verl, Basel [u.a.] 1996.

Nehvězdné struktury, vnější oblasti – galaktické haló

Galaxii, jak již bylo výše naznačeno, netvoří jen hvězdné struktury. I když hvězdné struktury jsou nejnápadnější u cizích galaxií, jelikož ve viditelném oboru jsou nejsnáze zachytitelné. Galaktický plyn obklopuje spirální ramena plná prachu a hvězdných skupin do mnohem širšího okolí. Plyn jednak vystupuje vysoko nad galaktickou rovinu na obě strany, kam je vyháněn galaktickými fontánami (viz AB 6/2006), a vytváří tak galaktické halóGalaktické haló – oblast obklopující nejnápadnější část galaxie. U spirálních galaxií jde o prostor kulového tvaru opsaný galaktickému disku. Halo je tvořeno řídkou mezihvězdnou látkou a nacházejí se v něm kulové hvězdokupy vázané gravitačně na mateřskou galaxii. Koncentrace látky v halo se snižuje s rostoucí vzdáleností od roviny galaxie a od jejího jádra. Všeobecně uznávaným předpokladem dnes je, že temná látka obklopující galaxie je rozložena také do tvaru halo.. Galaktické haló tvoří zhruba kulovou obálku opsanou plochému galaktickému disku. Jde o velmi rozevlátou strukturu, nepatrně hustší vesmírné prostředí oproti okolní mezigalaktické prázdnotě. Směrem od galaktické roviny na obě strany tento plyn řídne. Hranice galaktického haló lze rozeznat například pozorováním mezigalaktických plynných oblaků padajících do Galaxie (HVCHVC – High Velocity Clouds, ostře ohraničená oblaka plynů padající do Galaxie z mezigalaktického prostoru. Mají vysoké radiální rychlosti (větší jak 200 km/s). Při průchodu galaktickou koronou se rozzáří podobně jako meteor při průchodu atmosférou. Spektrum oblaků HVC je obdobné spektru hvězd v počátečních fázích hvězdného vývoje, chybí absorpční čáry pozdních stadií hvězd. Velmi často lze zjistit rychlou rotaci oblaků HVC, která dopplerovsky rozšiřuje spektrální čáry. Usuzujeme-li z jejich vysoké svítivosti, pak se tato oblaka nalézají ve vzdálenostech desítek kpc. Jejich podrobná struktura a fyzikální mechanizmus vyzařování však nejsou známy především proto, že lze jen velmi obtížně určit jejich vzdálenost. , viz AB 49/2003). V kulovém prostoru galaktického haló se pohybují nejstarší galaktické hvězdné soustavy – kulové hvězdokupyKulová hvězdokupa – systém obsahující statisíce až miliony hvězd, držený pohromadě gravitací. Hvězdy v kulových hvězdokupách neobsahují prakticky žádné těžší prvky, a jsou proto velmi staré, nezřídka 12 až 13 miliard roků. Vznikly z prvotního plynu – vodíku a hélia v zárodcích budoucích galaxií. Většina kulových hvězdokup, které pozorujeme, je součástí naší Galaxie. Nejsou vázány na plochý podsystém, ale na celé galaktické haló., díky jejichž rozložení byla rozpoznána velikost celé soustavy ve dvacátých letech minulého století.

Husté plynné oblasti v Galaxii

Rozloha hustých plynných oblastí, v nichž je ale již hvězd velmi málo, v rovině Galaxie je zhruba ještě dvojnásobná oproti rozsahu hvězdných ramen. Takovýto obraz Galaxie by se nám naskytl, kdybychom ji pozorovali zvenku z velké dálky v rádiovém oboru, v němž lze zaznamenat galaktický plyn. Zdroj: IAC.

Gama bubliny nad a pod rovinou Mléčné dráhy

Galaktické jádro (viz AB 8/2010) je velmi aktivní oblast, a tak není nic překvapivého, že se podařilo objevit známky jeho aktivity vysoko nad galaktickou rovinou. Ve vysoceenergetickém gama oboru byla observatoří FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2013 prodloužena do roku 2018. (viz AB 7/2016) zobrazena obří oblaka ionizovaného plynu proudícího nejspíše z oblasti kolem galaktické černé veledíry. Tyto oblasti dosahují rozměrově zhruba celého průměru galaktického hvězdného disku. Zdroj: NASA.

Poznat, jak se Galaxie a víceméně všechny galaxie ve vesmíru vyvíjejí a jak dospěly do dnešní podoby, je pro astronomy stále velkou výzvou. Velké galaxie v našem okolí vyrůstaly nejspíše z menších hvězdných ostrovů a u Mléčné dráhy, jako obří spirální galaxie, tomu zřejmě nebylo jinak. Na následujícím klipu je vidět, že takový vývoj simulovaný na superpočítači nenabízí žádnou idylickou selanku, ale že jde o velmi dramatický proces. Drobné chomáče husté galaktické látky nejprve tančí v čím dál rychlejších a dynamičtějších kreacích, aby se po dosažení diskovitého tvaru celá struktura uklidnila a počala se chovat mnohem ukázněněji a předvídatelněji. Simulace tohoto druhu naznačují, že odhadování vzniku a původu mnohých struktur, které galaxii tvoří, bude velmi obtížné a není jisté, zda se nám podaří se některých minulých dějů vůbec dopátrat.

Vývoj růstu velké galaxie podobné naší Mléčné dráze z drobných galaxií simulovaný
na superpočítači ve Swiss National Supercomputing Center (CSCS). Zdroj: CSCS.

Měření vzdáleností  Klasifikace galaxií

Aldebaran Homepage