Obsah Obsah

Galaktické skupiny, kupy a nadkupy  Obsah

Velkorozměrové struktury

Ve dvacátém století se astronomové dostali téměř až na samu hranici viditelného vesmíru. Ve velkých vzdálenostech na škálách stamiliónů a miliard světelných roků dnes pozorujeme struktury, které vyplňují dosud nezmapovaný prostor a zároveň se pohybují a mění v čase. Studování struktur o velikosti nadřazené měřítku galaktických kup a jejich dynamika jsou tím nejrozsáhlejším kartografickým a astrofyzikálním projektem, ke kterému dosud astronomové dospěli. Galaxie se ve vesmíru vyskytují ve skupinách, které jsou označovány jako kupy, nadkupy, vlákna či galaktické stěny. Terminologie není příliš jednotná a v různé literatuře jsou občas tytéž útvary označovány rozdílně. Mezi galaxiemi je v prostoru nepředstavitelně řídké prostředí, s rozvojem pozorovací techniky však byl objeven mezigalaktický plyn zářící uvnitř galaktických soustav v rentgenovém oboru a také temná hmota, která mění obrazy vzdálených objektů a z těchto změn pak lze zpětně určit i rozložení neviditelné hmoty. Jelikož ale nejnápadnějšími a pozorovatelsky nejdostupnějšími stavebními kameny ve vesmíru jsou právě galaxie, struktury na velkých měřítkových škálách byly nalezeny nejprve v prostorovém rozmístění galaxií. Celooblohové přehlídky byly od poloviny minulého století pořizovány obřími dalekohledy své doby. Nejprve byly prováděny fotograficky a stejně tak byly i prostřednictvím fotografického záznamu spekter určovány astrofyzikální charakteristiky zaznamenaných objektů. Vzdálenost objektů byla tedy měřena na základě Hubblova zákonaHubblův zákon – Edwin Hubble zjistil v roce 1929, že čím je galaxie vzdálenější, tím vyšší rychlostí se od nás vzdaluje. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubblova konstanta a označujeme ji H. Tento vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií. z posuvu spektrálních čar do červené oblasti. Trochu problematická sice, až téměř do konce dvacátého století, zůstávala nejistota kolem Hubblovy konstantyHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru. Definována je vztahem H = (da/dt)/a, kde a je expanzní funkce. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na 67 km/s na megaparsek., ale poměrná škála vzdáleností jednotlivých objektů a náznaky velkorozměrových struktur byly rozeznatelné už v sedmdesátých letech.

Situace tak trochu připomínala dobu před tím, než Johann Franz Encke určil vzdálenost Země od Slunce. Astronomové tehdy sice znali dostatečně přesně poměrné vzdálenosti mezi jednotlivými planetami, avšak nedokázali k této škále přiložit reálné absolutní měřítko. Navíc až do devadesátých let minulého století, kdy k určování vzdáleností na velkých škálách byla nezávisle na červeném kosmologickém posuvuKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. využita i měření supernov IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku., Tullyho-Fischerova relaceTullyho-Fischerův vztah – experimentálně zjištěná závislost mezi hmotností a rotací u spirálních galaxií. Hmotnost se projevuje svítivostí a rotace zase rozšířením spektrálních čar. Změřením šířky spektrálních čar lze tedy určit absolutní svítivost galaxie a porovnáním s přímo změřenou jasností pak lze dopočíst její vzdálenost. aj., byl Hubblův zákonHubblův zákon – Edwin Hubble zjistil v roce 1929, že čím je galaxie vzdálenější, tím vyšší rychlostí se od nás vzdaluje. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubblova konstanta a označujeme ji H. Tento vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií. jediným měřítkem vzdálenosti, které se zde dalo použít. Pro zjednodušení, možnost porovnání napozorovaných výsledků z různých dob a zdrojů, a pro nezávislost na nejisté hodnotě Hubblovy konstantyHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru. Definována je vztahem H = (da/dt)/a, kde a je expanzní funkce. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na 67 km/s na megaparsek. H, se vzdálenosti ve velkorozměrových škálách udávají buď přímo v hodnotách červeného kosmologického posuvu nebo v rychlosti vzdalování. Standardním metrem je tady tzv. Hubblův tok, který je definován jako rychlost kosmické expanze. Znamená to, že jakmile by byla přesně určena konstanta vzdalování, bylo by možné rychlosti přiřadit i příslušnou vzdálenost v délce, pokud to pro prostorovou představivost velkorozměrových struktur uznáme za nutné. Také se zde často pro zjednodušení jednotkových převodů používá redukovaná Hubblova konstanta h = H/H0. Redukovaná konstanta h je dělená normujícím faktorem H0 = 100 km·s−1Mpc−1, a je tudíž bezrozměrná. Z fyzikálního hlediska je ale jedno, zda rozměry vesmíru udáváme v míře délkové nebo pomocí změřené rychlosti vzdalování – tedy prostřednictvím červeného kosmologického posuvu.

Ve snaze popsat prostorové rozložení galaxií astronomové nalézali velké galaktické soubory uspořádané do rozlehlých hustých vrstev oddělených prázdnotou. Pro tyto vrstvy se vžil název galaktické stěny. První takovou stěnu objevili američtí astronomové Margaret Geller a John Huchra v roce 1989 v přehlídce CfA2CfA Redshift Survey – první pokus o mapování velkorozměrové struktury vesmíru, který od roku 1977 provádělo Harvardovo-Smithonianovo centrum pro astrofyziku (CfA) ve dvou navazujících projektach CfA a CfA2. Proměřeno bylo 18 000 jasných galaxií a v roce 1989 byla objevena Velká stěna – útvar složený z několika galaktických kup., proto stěna obsahující kupy ve Vlasech Bereniky, Lvu a Herkulovi získala název CfA2 Great Wall (Velká stěna CfA2). Další stěna byla objevena v roce 2003, nazývá se Sloanova Velká stěna podle Sloanovy přehlídkySDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m.. Poslední objevená stěna pochází z roku 2016 (BOSS Great Wall), nazvána je dle přehlídky BOSSBOSS – Baryon Oscillation Spectroscopic Survey, jeden z programů Sloanovy digitální přehlídky oblohy SDSS III uskutečněné dalekohledem o průměru 2,5 metru v Novém Mexiku v letech 2008 až 2014. Program byl zaměřen na sledování červených svítivých galaxií a kvazarů. Byla pořízena prostorová mapa rozložení galaxií a 670 000 nových spekter galaxií na zhruba třetině oblohy., obsahuje přes 800 galaxií ze čtyř nadkup a napříč měří miliardu světelných roků (1,7krát větší než Sloanova stěna). Zdroj: Tully.

Hromadění obrazů nebeských objektů

Pokud ale u galaxií a jejich skupin změříme vzdálenost pomocí jejich radiálního pohybu, který je pak interpretován jako funkce vzdálenosti, velmi obtížně se určuje, která část změřeného radiálního pohybu je zapříčiněna rozpínáním prostoru a která je jen vlastním pohybem měřeného objektu uvnitř galaktické kupy způsobeným vzájemným gravitačním ovlivňováním. Protože se některé galaxie uvnitř kupy pohybují směrem k nám, a jiné se zase ze stejného důvodu vzdalují rychleji, než by odpovídalo jen prostorové expanzi, zákonitě se stane, že obrazy vzdálených galaktických soustav jsou radiálně „rozmazány“. Zobrazíme-li totiž takto získané polohy galaxií do prostorového rozložení, za předpokladu rovnoměrného přírůstku rychlosti vzdalování se vzdáleností, sečtou se vlastní pohyby objektů s rychlostí expanze a kupa náhodně pohybujících se galaxií kolem společného těžiště soustavy se touto projekcí bude promítat protažená v radiálním směru. Už z prvních galaktických přehlídek tak byly patrné protáhlé struktury ve směru pozorovacího paprsku, které byly označovány jako „boží prsty“.

Shapleyho koncentrace

Struktura zobrazená pomocí měření červeného posuvu. Hraniční vzdáleností je z ~ 0.1 (400 Mpc), daná katalogem galaxií 2MASS. Ve směru rektascenze jde o výsek široký cca 90° směrem na střední rektascenzi 13h, deklinace je zobrazena v intervalu (–36,5°; –26,5°). Rozhraní mezi barevnými mezikružími odpovídají vzdálenosti po 0,01 z. Zřetelné jsou „boží prsty“ radiálních rychlostí. Uprostřed je žlutě zobrazená galaktická kupa Abell 3558 a v popředí se táhne přes modré odstíny nadkupa Hydra – Centaurus směrem k Shapleyho koncentraci. Zdroj: CalTech.

V současných přehlídkách, i když jsou prováděny mnohem přesněji a lze kombinovat data z mnoha přístrojů a překrývat i různé spektrální obory, toto radiální protažení přetrvává. Pouze se od Shapleyových a Abellových dob posunulo do větší vzdálenosti. Vlastní pohyby jednotlivých členů lze dnes sice nejrůznějším způsobem redukovat, aby byl obraz nalezené struktury „věrnější“ skutečnosti, nepřesnosti v určení vzdálenosti však se vzdáleností rostou. Navíc vzrůstají problémy se zachycením jednotlivých objektů pro úbytek jejich světla. Výběrovým efektem se na velkých vzdálenostech prosazují jasnější objekty, které je nutno astrofyzikálně charakterizovat. Blízkými objekty velkoplošné oblohové přehlídky tak mohou být galaxie, vzdálenějšími pak aktivní galaktická jádraAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., kvazaryKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. a jiné exotické, extrémně zářící objekty. Jednotlivé přehlídky oblohy proto mají většinou stanovenou jen hranici jasnosti objektů, které jsou ještě spolehlivě do seznamu zařazeny a u kterých lze ještě s dostatečnou přesností určit požadované astrofyzikální charakteristiky. Při stanovení prostorového rozložení velkorozměrových struktur jde v prvé řadě o určení vzdálenosti objektu a jeho spektrum. Například přehlídka APM Galaxy Survey, jejíž výsledky byly publikovány v roce 1990, je vytvořena skenováním 185 fotografických polí získaných anglickým Schmidtovým dalekohledem v Siding Spring v Austrálii. Limitní magnitudaMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). pro detekci obrazu je 21,5 a pro spektrální klasifikaciSpektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy. hvězd 20,5.

Počítačem vytvořená přehlídka oblohy APM Galaxy Survey

APM Galaxy Survey je počítačem vytvořená přehlídka oblohy více než 2 milionů galaxií a 10 milionů hvězd pokrývající cca 1/10 celé oblohy kolem jižního galaktického pólu. Obrázek zachycuje oblast 100×50°. Intenzita každého pixelu je měřítkem počtu galaxií od modré přes zelenou do červené pro jasné, střední a slabé galaxie. Malá černá místa patrná na obrázku odpovídají jasným blízkým objektům – hvězdám a kulovým hvězdokupám. Zdroj: IUCAA.

Svět se pohybuje a velké struktury se pohybují příliš rychle

V roce 1987 objevila skupina sedmi astronomů (Alan Dressler, Sandra Moore Faber, Donald Lynden-Bell, Roberto Terlevich, Roger Davies, Gary Wegner a David Burstein) koordinovaný pohyb stovek galaxií, který se vymykal Hubblovu toku, tedy pohybu objektů způsobenému rozpínáním vesmíru. „Cosi“ o hmotnosti ~5.4×1016 Sluncí způsobovalo pohyb stovek galaxií směrem k bodu l = 307° a b = 9° v galaktických souřadnicích. Vzdálenost této neobvykle hmotné, ale prozatím neviditelné struktury, která je alespoň dvacetinásobkem hmotnosti celé kupy galaxií v Panně, byla určena rychlostí 4 350±350 km·s−1 v Hubblově toku. Tato rychlost odpovídá vzdálenosti kolem 150 miliónů světelných roků. Struktura byla nazvána Velký atraktor a Dresslerova skupina si objevem atraktoru vysloužila přezdívku Sedm samurajů podle podle Kurosawova filmu (Japonsko), který se stal předlohou k westernu Sedm statečných (USA) natočeného o šest let později. Pokud vztáhneme pohyby známých galaktických kup v bezprostředním okolí k pozadí reprezentovanému reliktním zářením, Velký atraktor přitahuje Místní skupinu galaxií a s ní i Mléčnou dráhu včetně naší Sluneční soustavy rychlostí 600 km·s−1.

Velký atraktorVelký atraktor

Oblast, v níž se nachází Velký atraktor – mezi souhvězdími Kentaura a Jižního kříže – je vyznačena na levé mapě v galaktických souřadnicích modrozeleným kroužkem. Napravo je pohyb nejbližších galaxií znázorněný radiálními rychlostmi. Radiální rychlosti nejsou přímo úměrné vzdálenostem, v nichž se galaxie nacházejí, jak by se mělo podle Hubblova zákona jevit. Mléčná dráha je vyznačena uprostřed křížkem, jehož protažení vpravo dolů značí směr pohybu k Velkému atraktoru rychlostí 600 km·s−1. Také mnoho dalších galaxií vykazuje na grafu pohyb zleva doprava. Jde o jednu z prvních evidencí velkorozměrových pohybů zaznamenaných týmem Alana Dresslera. Písmena značí galaktické nadkupy: Hydra–Centaurus (H)(C), Pavo–Indus (Pi). Zdroj: Allan Dressler: Voyage to the Great Attractor, Alfred A. Knopf, Inc. New York 1994, str. 207

Pro studium rozměrných mimogalaktických struktur byl vytvořen nejrozsáhlejší systém souřadnic – supergalaktické souřadnice. Základní rovinu definoval Gerard de Vaucouleurs podle Shapleyho–Amesova katalogu galaxií už v roce 1953 jako rovinu protínající nejhustší oblasti galaxií našeho okolí. Rovina protíná vláknitou strukturu obsahující Místní nadkupu galaxií, nadkupu ve Vlasech Bereniky, nadkupu v Rybách a Velrybě, Shapleyho koncentraci, a dvě oddělené prázdné oblasti – Severní a Jižní místní obří bubliny. Počátek je stanoven v rektascenzi 2h 49m 14s, deklinaci +59° 31' 42", a supergalaktický severní pól má souřadnice α = 18h 55m 01s, δ = +15° 42' 32" (ekvinokcium 2000), kde α je rektascenzeRektascenze – Oblouk mezi jarním bodem a deklinační kružnicí hvězdy měřený ve stupních nebo v hodinách.δ deklinaceDeklinace – oblouk mezi světovým rovníkem a hvězdou měřený po deklinační kružnici hvězdy ve stupních. (světový rovník 0°, severní světový pól 90°, jižní světový pól –90°).. V kombinaci s reliktním zářenímReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). kosmického pozadí lze tak získat referenční soustavu, k níž pak můžeme vztáhnout prostorové rozložení a pohyby velkorozměrových struktur. Od devadesátých let minulého století proběhlo a stále probíhá několik celooblohových přehlídek s cílem pořídit prostorovou mapu velkorozměrových struktur v našem okolí, kam až lze dohlédnout. Následující výčet uvádí jen některé klíčové projekty.

Přehlídkové projekty oblohy

2MASS

Přehlídka 2MASS proběhla v rozsahu celé oblohy. Je jednou z mála skutečně celooblohových přehlídek, která zároveň zachytila vzdálené velkorozměrové struktury galaktických kup a nadkup. Snímkování bylo prováděno poblíž infračervené oblasti spektra J (1,25 μm), H (1,65 μm) a Ks (2,16 μm). Byly použity dva opticky srovnatelné dalekohledy, jeden pro severní část oblohy na Mt. Hopkins v Tusconu v Arizoně a druhý pro jižní část oblohy na observatoři Cerro Tololo poblíž La Serena v Chile. Oba Cassegrainovy reflektory měly průměr 1,3 m a rozlišení 2,0". Přehlídka začala na Mt. Hopkins v červnu 1997. Jižní observatoř začala pracovat od března 1998. Projekt byl ukončen v roce 2001. Odečtením světla Mléčné dráhy a některých dalších blízkých zdrojů byly získány obrazy vláknitých struktur vzdálených extragalaktických zdrojů, které se staly vodítkem pro další přehlídky.

Zhruba 50 000 galaxií zobrazených v infračerveném světle přehlídkového projektu 2MASS

Zhruba 50 000 galaxií zobrazených v infračerveném světle přehlídkového projektu 2MASS. Velkorozměrové struktury galaktických nadkup se propojují do vláknitých pramenů kosmického pletiva vyplňujícího náš viditelný a mapovatelný okolní prostor. Zdroj: T. Jarett/APOD/IPAC/CalTech

IRAS PSC

V roce 1998 byla publikována přehlídka červeného posuvu 15 500 galaxií „IRAS PSC redshift survey“ v katalogu „IRAS Point Source Catalogue“ pokrývajícím 83 % oblohy. Přehlídka byla pořízena infračervenou družicí IRAS v roce 1983, která pracovala 10 měsíců a snímala oblohu v oborech 12, 25, 60 a 100 μm.

2dF GRS

2dFGRS (2 degree Field Galaxy Redshift Survey) je velkoplošná spektrální přehlídka prováděná v letech 1997 až 2002 čtyřmetrovým Anglo-australským dalekohledem (AAT) umístěným v Austrálii. Přehlídka 2dFGRS zobrazila galaktické objekty do vzdálenosti s kosmologickým posuvem z = 0,22, což odpovídá vzdálenosti cca 2 miliardy světelných roků. Přehlídka probíhala ve dvou klínovitých výsecích oblohy. V obou výsecích jsou zahrnuta spektra 245 591 objektů, převážně galaxií, které dosahují jasnosti alespoň 19,45m. Spolehlivě je červený posun stanoven pro 221 414 galaxií. Zobrazená plocha zabírá 1 500 čtverečných stupňů ve dvou výsecích vybraných tak, aby byly zobrazeny zejména oblasti poblíž severního a jižního galaktického pólu, tedy takové, kde ve výhledu co možná nejméně brání blízká látka Mléčné dráhy. Na přehlídku 2dFGRS navazuje přehlídka 2dF QSO Redshift Survey, což byl obdobný projekt probíhající na témže přístroji, který ale zobrazuje ještě vzdálenější objekty. Jde o kvazary zachycené do kosmologického červeného posuvu z = 3,0.

Přehlídka obrazových polí 2dFGRSPřehlídka 2dFGRS

Přehlídka obrazových polí 2dFGRS zachycená vlevo v celooblohové projekci. Černými kroužky jsou zaznamenána jednotlivá dvoustupňová pole, galaktický rovník je vyznačen světle zelenou čarou. Souvislé pásy z kroužků tvoří zvolené výseče, které jsou na pravém grafu zachyceny v radiální projekci. Uprostřed mezi klíny je dalekohled AAT, kterým byla přehlídka prováděna, severní klín je nahoře, jižní klín je zobrazen dole. Orientace klínů je určena u obdobných projektů vždy rotací zemskou ve snaze snímat vybranou oblast oblohy po celou noc. Vzdálenosti objektů od Galaxie jsou udávány v červeném posuvu z, velikosti a barevnost zobrazených bodů určují zvolené astrofyzikální charakteristiky. Zdroj: ANU.

SDSS a další

SDSS (Sloan Digital Sky Survey) je dnes jedním z předních přehlídkových projektů. Projekt byl spuštěn po téměř desetiletém projektování a plánování v roce 1998 a rutinní provoz byl zahájen v roce 2000. Optika fotografické CCD kamery je navržena pro viditelné pozorovací okno s přesahem do infračervené oblasti: 350÷930 nm. Jde o obdivuhodný přístroj: primární zrcadlo Ø 2,5 m, f/2,25, sekundární zrcadlo Ø 1,08 m, vstupní apertura Ø 1,30 m, otvor v primárním zrcadle Ø 1,17 m, ohnisková rovina pro snímání Ø 0,76 m. SDSS neustále systematicky mapuje jednu čtvrtinu oblohy, měří polohu a jasnost více než 100 miliónů objektů na obloze. Také určuje vzdálenost více než 930 000 nejbližších galaxií v prostorovém objemu tisíckrát větším, než jsme znali před započetím projektu. SDSS stále znovu a znovu zaznamenává vzdálenosti 120 000 kvazarů. Přehlídka probíhá po etapách: SDSS-I: 2000–2005; SDSS-II: 2005–2008; SDSS-III: 2008–2014. Současné pokračování projektu probíhá od roku 2014 s označením SDSS-IV Current Surveys a je naplánováno až do roku 2020. Součástí SDSS-IV je několik cílených kosmologických projektů. Projekt BOSSBOSS – Baryon Oscillation Spectroscopic Survey, jeden z programů Sloanovy digitální přehlídky oblohy SDSS III uskutečněné dalekohledem o průměru 2,5 metru v Novém Mexiku v letech 2008 až 2014. Program byl zaměřen na sledování červených svítivých galaxií a kvazarů. Byla pořízena prostorová mapa rozložení galaxií a 670 000 nových spekter galaxií na zhruba třetině oblohy. (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) se zabývá vlivem temné energie na geometrii vesmíru, pokud lze něco takového ze získaných dat ve velkých vzdálenostech vůbec hodnověrně zjistit. Základem je studium oscilací mikrovlnného záření kosmického pozadí vznikajících na primordiálních strukturách v raném vesmíru. Projekt eBOSS (Extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) se zaměřuje na mapování vesmíru v pozdním období éry látky, v intervalu mezi třemi až osmi miliardami roků od jeho vzniku. Mapování by mělo dosáhnout až za z > 2,5. V této době se předpokládá bouřlivý vývoj velkorozměrových struktur až do dnešní podoby. Projekt APOGEE-2 (Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment 2) se oproti tomu zabývá mapováním struktury naší Galaxie a studiem jejího vývoje. Projekt MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory) je určen ke studiu struktury a vývoje blízkých galaxií. Téměř automaticky probíhající přehlídka trvající v čase po dlouhou dobu je cenná oproti dřívějším observačním technikám vizuálním či fotografickým zejména kvůli neustálému zpřesňování získaných dat, která mohou být měřena opakovaně. Výrazně se tak snižuje chybovost získaných údajů.

6dFGS

Velkoplošná přehlídka mapující téměř polovinu oblohy 6dFGS (6 degree Field Galaxy Survey) probíhala od roku 2001 na AAT v Austrálii. Jde o pokračování předchozího dvoustupňového projektu, zobrazení čítá 136 304 spekter zahrnujících 110 256 nových červených posuvů a nový katalog čítající 125 071 galaxií. Díky změřeným vlastním pohybům u 8 885 galaxií je možné určovat jejich hmotnosti a vzájemné pohybové a gravitační vztahy. V roce 2009 byly publikovány první celkové výsledky. Poslední balík výsledků byl uvolněn po zpracování v roce 2014. Projekt 6dF zobrazil bublinovitou strukturu vesmíru na dosud největších prostorových škálách. Téměř všechny nalezené galaxie se shlukují do síťové struktury kolem velkých bublin. V bublinách se nachází jen zhruba 1 % galaxií. Bubliny jsou řádově velké desítky megaparseků. Byly objeveny složité struktury (craton = hrachovina) sestávající z velmi hustých a dlouhých vláken, proděravěných bublinami a oddělených od sebe řídkými oblastmi. Hrachovina v oblasti koncentrace Horologium–Canis Major je dlouhá 250 Mpc. Hrachovina v oblasti koncentrace Horologium–Pictor s ní tvoří v prostoru paralelní strukturu a bublina mezi nimi má průměr 100 Mpc.

Přehlídka 6dFGS zobrazená počítačovým modelem. Postupně se vzdalujeme od Mléčné dráhy a na celou projektem zobrazovanou oblast se díváme ze stále větší a větší vzdálenosti. Husté oblasti galaktických kup jsou zbarveny světle, oblasti galaxií prosté jsou ponechány tmavými. Vizualizaci na základě dat 6dFGS provedl Tony Fairall z Kapské univerzity v červenci 2007. Zdroj: UCT.

Celou snímanou oblast přehlídky 6dFGS lze rozdělit podle vzdálenosti vyjádřené kosmologickým červeným posuvem. Na snímcích jsou postupně ukazovány tvarové „zajímavosti“ poměrně blízké struktury. Z červeného posuvu lze vyčíst nejmenší rychlost vzdalování 2 000 km·s−1, která stoupá až na 15 000 km·s−1. V různých měřítkách zde jsou zřetelné velké bubliny, vlákna a ploché stěny sestávající z galaktických kup táhnoucí se i stovky milionů světelných roků. Zhruba v polovině videa jsou zobrazeny jak jižní tak i severní snímané oblasti ve dvou rozličných měřítkách. Nezobrazený prázdný pruh uprostřed je zastíněn Mléčnou dráhou. Závěr videa ukazuje Shapleyho koncentraci, rychlost vzdalování těchto struktur je v intervalu 14 000÷15 000 km·s−1. Vizualizaci na základě dat 6dFGS a 2MRS provedl Tony Fairall v listopadu 2007. Zdroj: UCT.

MACS

Jako logické pokračování nejrůznějších celooblohových přehlídkových projektů mapujících hvězdy a galaxie v mnoha dostupných spektrálních oborech byl v roce 2001 spuštěn projekt MACS (MAssive Cluster Survey) pod vedením Havajské univerzity, který probíhal do roku 2010. Šlo o vyhledávání velmi vzdálených a tedy i nutně velmi zářivých plošných zdrojů v rentgenovém oboru, u kterých se díky velké vzdálenosti očekává, že budou také velmi hmotné. Cílem projektu bylo nalézat obří nadkupy galaxií s červeným kosmologickým posuvem z > 0,3. Výchozím vodítkem se stal Katalog zářivých zdrojů ROSAT čítající více než 5 000 rentgenových zdrojů na ploše 22 735 čtverečných stupňů oblohy. V projektu MACS se nejrůznějším způsobem využívaly veškeré dostupné digitalizované přehlídky a kombinace dat získané nejen pozemskými, ale i kosmickými observatořemi od rádiového oboru až po data v RTG oboru. Na kompilaci výsledných obrazů se pak cíleně podílel 2,2m dalekohled Havajské univerzity, dalekohled SubaruSubaru – japonský dalekohled o průměru 8,2 metru umístěný na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech. Zprovozněn byl v roce 2005., síť radioteleskopů v milimetrové oblasti BIMA nebo například Keckův dalekohledKeck – Dvojice obřích, pohyblivých segmentovaných dalekohledů. Jsou umístěny na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce 4 123 metrů. Každé zrcadlo je tvořeno 36 šestiúhelníkovými segmenty a má průměr 10 metrů. Keckovy dalekohledy byly uvedeny do provozu v letech 1993 a 1996.. Dodnes bylo v projektu vytipováno spektroskopicky bezpečně určitelných 101 galaktických kup a nadkup, které odpovídají intervalu 0,3 < z < 0,6; více než dvě třetiny jsou oblasti nově objevené. Oproti dosavadním přehlídkám jde o statisticky velmi významné rozšíření oblasti, kterou je tak možno prozkoumat.

* * *

Výše uvedené prostorové přehlídky však celoplošně dohlédnou spolehlivě někam do vzdálenosti dvou miliard světelných roků, a to ještě jen ve vybraných výsecích oblohy. Dál je prostor již natolik zaplněn blízkými objekty, že se stává neprostupným. Ve výhledu brání buď přímo blízké objekty, za které přímo nevidíme, nebo mezigalaktická látka, které už je na tu vzdálenost tolik, že spolehlivě pohltí světlo vzdálenějších zdrojů. Možnost podívat se dál máme tedy jen ve velmi vzácných úzkých výsecích oblohy, které obsahují na tak dlouhý sloupec prostoru zastiňující látky jen velmi málo. Pokud bychom předpokládali, že vesmír je v zásadě na všechny strany stejný, jen ty vzdálenější objekty díky blízkým strukturám nevidíme, může i takový úzký výhled dírou ve stěně plné galaxií a mezigalaktického plynu stačit pro představu, jak vesmír vypadá daleko od nás.

Budoucnost je v pochopení uviděného

V roce 2014 byly publikovány výsledky do té doby nejrozsáhlejší počítačové simulace Illustris, která zahrnuje veškeré známé komponenty vesmíru včetně temné hmoty a obřích kup galaxií. Původně stejnorodá směs vesmírné látky zde v rozmezí několika miliard roků vytváří vlákna temné hmoty, v jejichž uzlech se postupně usazují svítící struktury galaxií a tvoří tam zhušťující se galaktické kupy. Struktury, které zde byly vytvořeny, velmi nápadně připomínají propletence galaktických nadkup vypozorované přehlídkou 6dFGS a výsledky obou projektů jsou v současnosti vzájemně porovnávány. Koncem osmdesátých let vystoupilo sedm samurajů s objevem pohybů stovek galaxií do míst, kde nic není vidět. V té době nebylo nic známo o rozložení temné hmoty v prostoru a jejím významu pro utváření velkorozměrových struktur. Dnešní astronomie je o krůček dál a je jisté, že tak obrovské soubory napozorovaných dat, které oblohové přehlídky nabízejí, je možné srozumitelně uchopit jen se zpětnou vazbou pomocí počítačových simulací jako je Illustris. Zároveň bude nutné započítat i struktury temné hmoty, když už tušíme, jak je možné ji ve vesmíru zobrazit.

Laniakea – třešnička na dortu

Na základě všech výše uvedených dostupných dat se skupina pod vedením R. Brenta Tullyho a Helène M. Courtois postupně dopracovala k poznání dynamické struktury místní galaktické nadkupy a sousední nadkupy Perseus–Ryby. První výsledky byly publikovány v roce 2012. Podrobněji je o tomto výjimečném projektu napsáno v AB 38/2014.

Mléčná dráha je součástí galaktické nadkupy Laniakea. Nadkupy jsou pletivem velkorozměrových struktur sestávajících z vláken, stěn a bublin. Graf byl získán týmem R. Brenta Tullyho a Hélène M. Courtois na základě databáze více než 8 000 galaxií do rychlosti až 16 000 km·s−1. Do zobrazení poloh jednotlivých galaxií znázorněných černými body jsou nejprve zapojeny vlastní radiální složky pohybu vůči Mléčné dráze. Červené šipky značí vzdalování, modré přibližování. Z těchto měření lze získat rychlostní pole, které odpovídá vzájemným prostorovým pohybům, a vytvořit časoprostorovou mapu. Zde jsou jednotlivé galaxie reprezentovány bílými body a okolní hustotní pole je zbarveno od červené, přes zelenou až do modré podle snižující se koncentrace látky. Laniakea je obdobnou nadkupou jako sousední struktura Perseus–Ryby. Na posledním zobrazení jsou koncentrické toky obou nadkup znázorněny černými a červenými proudnicemi. Zdroj: IRFU.

Další zdroje

R. Powell: An Atlas of The Universe; 2006, online

R. Brent Tully; osobní stránky

Alan Michael Dressler: Voyage to the Great Attractor; A.A. Knopf, 1994

Galaktické skupiny, kupy a nadkupy  Obsah

Aldebaran Homepage