Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze Číslo 6 (vyšlo 13. února), ročník 4 (2006) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

6/2006

Klip týdne: Horký plyn uvolňující se z galaxie C153

Galaxie C153 je členem kupy Abell 2125Abell 2125 – kupa galaxií v souhvězdí Malé medvědice. Vzdálenost se odhaduje na 3 miliard l.y. ve vzdálenosti třech miliard světelných roků (z = 0,25), jde o galaxii typu SO s diskem a výrazným jádrem, které ale chybí struktura spirálních ramen. Galaxie prolétá rychlostí 2 000 km·s⁻¹ jádrem kupy. Interakcí s horkým mezigalaktickým plynem zde dochází k uvolňování galaktického vodíku a tvorbě nových hvězd. Mezigalaktický plyn má podle měření observatoře Chandra teplotu 20 milionů kelvinů a je ohříván zářením z akrečních disků černých děr v jádře kupy. Pozorovaný vodíkový chvost galaxie C153 je dlouhý 200 000 l.y. a 90 % světla, které z C153 přichází, je světlem modrých hvězd se stářím kolem 100 milionů let. Animace byla vytvořena na základě dat z observatoří ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″., Gemini-NGemini – dvě observatoře se zrcadly o průměru 8,1 m. Na severní polokouli je Gemini-N (Mauna Kea, Havaj, 4 100 m) a na jižní polokouli Gemini-S (Cerro Pachón, Chille, 2 737 m). Oba dalekohledy byly uvedeny do provozu v roce 2000 a využívají, tak jako všechny současné velké dalekohledy, systém adaptivní optiky. (GMOSGMOS – Gemini Multi-Object Spectrograph, spektrograf na observatořích Gemini-N a Gemini-S.), VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980., HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze  kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. (WFPC2WFPC2 – širokoúhlá planetární kamera, na HST byla instalována v roce 1993 při první servisní misi, kdy nahradila starší širokoúhlou kameru. Rozlišení je 0,05″, kamera obsahuje 4 CCD matice po 640 000 pixlech. Ze spektra (blízké IR, V, blízké UV) může být vybrán úzký obor pomocí padesáti filtrů.), ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999. a KPNOKPNO – Kitt Peak National Observatory. Observatoř byla založena v roce 1958, leží 90 km jihozápadně od Tusconu. Observatoři patří tři velké dalekohledy a hostí 19 dalších dalekohledů a dva radioteleskopy různých organizací. (4 m a 2,1 m) získaných od roku 1994 do roku 2004. (mpg, 5 MB)

Zdroj: Archiv HST, 2004

Ivan Havlíček: Obří vodíková bublina nad galaktickou rovinou

Astronomové Yurii Pidopryhora, Jay Lockman a Joseph Shields z observatoře NRAONRAO – National Radio Astronomy Observatory, staví a spravuje největší radioteleskopy současnosti. Pod správu NRAO patří radioteleskop v Green Bank, sítě VLA a VLBA a spolu s Evropskou jižní observatoří staví radioteleskopickou síť ALMA. a z univerzity v Ohiu ohlásili na setkání Americké astronomické společnosti ve Washingtonu, DC. v lednu 2006 objev obří oblasti vodíku plovoucí cca 10 000 l.y. nad rovinou Galaxie. Obří vodíková bublina má hmotnost odpovídající milionu Sluncí a do svého místa byla pravděpodobně vytlačena explozemi supernov a intenzivním hvězdným větrem mladých hvězd nám neviditelné obří hvězdokupy ve spirálním rameni Galaxie.

Vodíková superbublina nad rovinou Galaxie. Poloha sluneční soustavy je
označena bílým bodem. Umělecká vize: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

Energie, kterou vodíková superbublina spotřebovala na opuštění spirálního ramene, aby dosáhla dnešní polohy, odpovídá řádově stu explozím supernov. Vodíková superbublina byla objevena složením velkého množství malých radiových snímků pořízených radioteleskopem GBTGBT – Green Bank Telescope, radioteleskop Roberta C. Byrda v Green Banku v Západní Virginii (79° 50′ 23,42″ západní délky, 38° 25′ 59,26″ severní šířky). Průměr antény je dle použitého radiového okna 100÷110 m. Radioteleskop je největším pohyblivým zařízením tohoto druhu na světě. Lze tak snímat celou oblohu od výšky 5° nad obzorem. Na rozdíl od většiny klasických antén je jeho talíř asymetrickým výřezem z paraboloidu o průměru 208 m a optická osa prochází 4 m od okraje antény. Na místě stojí již druhá verze radioteleskopu. První radioteleskop o průměru 92 metrů se v Green Banku zřítiil vlastní vahou dne 15. 2. 1988..

Stometrový radioteleskop v Green Bank. Zdroj: GBT Homepage

Superbublina je od sluneční soustavy vzdálena 23 000 l.y. Galaxie je tradičně popisována jako velmi tenký disk o průměru 100 000 l.y., ve kterém je většina svítící hmoty uspořádána do spirálních ramen. Oblasti mezihvězdné látky, v níž největší část tvoří vodíkový plyn, byly mnohokrát pozorovány i mimo spirální ramena. Nově objevená obří bublina je však extrémně velká a výrazně mimo galaktickou rovinu. Mechanizmus, kterým se do své nynější polohy vodíkový oblak dostal, musel být také velmi mohutný. Takovým dějem schopným vytrhnout množství plynu v tomto měřítku může být prolínání obřích hvězdných struktur, které pak za sebou zanechávají stopu mezihvězdné látky. Jsou známy slapové chvostySlapové chvosty – oblasti mezihvězdné látky vytrhávané z hvězdných struktur při prolínání (srážkách) galaxií. Následně zde dochází k bouřlivému vzniku nových hvězd. Slapové chvosty sestávají oproti původním galaxiím z mnohem řidšího materiálu, zejména z plynu a jsou výrazněji pozorovatelné v radiovém oboru spektra. táhnoucí se po oběžných drahách trpasličích galaxií. Také jsou u jiných galaxií v radiovém oboru pozorována oblaka mezihvězdného plynu jako důsledek prolínání galaktických struktur v minulosti.