| |
Mléčná dráha je dvojramenná
Ivan Havlíček
Galaxii pozorujeme ze sluneční soustavy, jejíž poloha je na obrázku
vyznačena ve středu kružnic. Všechna pozorování, která ve směru
radiálních přímek provádíme, jsou ovlivněna množstvím látky mezi námi a pozorovanou událostí.
Umělecký pohled na
polohu sluneční soustavy v Mléčné dráze. Zdroj:
VERA.
Donedávna astronomové jen odhadovali, jak naše Galaxie přesně
vypadá. Před zhruba stoletím bylo velkým objevem, že Mléčná dráha není
celým vesmírem a že se ani sluneční soustava nenachází poblíž středu
této struktury. Mlhoviny byly rozpoznány jako velmi rozličné útvary a některé z nich byly určeny jako cizí velmi vzdálené světy podobné tomu
našemu – Galaxii. Tyto jiné galaxieGalaxie – 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. astronomové ponejprv klasifikovali
podle tvaru. Nejznámější je dnes stále užívaná klasifikace podle
Edwina
Hubblea, který použil tři tvarové skupiny: galaxie eliptické, spirální a spirální s příčkou. Pozdější výzkum v rozšířených spektrálních oborech,
zejména v astronomii pracující v infračerveném (IR) oboru, tyto klasifikace pro nejrůznější účely
modifikoval, nicméně toto základní rozřazení je používáno dodnes.
Hubbleova klasifikace galaxií z roku 1926. E značí galaxie eliptické, S jsou galaxie spirální a SB spirální s příčkou. Jednotlivé tvarové
varianty jsou označovány malými písmeny dle rozvinutí příslušné
morfologie. Typ SO je přechodový s výraznou centrální výdutí. Zdroj:
Hubble Information Center. |
Díky rádiovému mapování Mléčné dráhy byla objevena v druhé polovině minulého
století spirálová struktura Galaxie a v tomto mapování se dnes pokračuje s neustále se zvyšující přesností. Rádiové mapování má ale svá omezení a co se
týče přehlídkového snímkování galaktické roviny se zaměřuje zejména na rozložení
vodíkových oblastí. Prvotní předpoklad, na kterém je toto mapování založeno, je
souvztažnost koncentrovaných vodíkových oblastí ke koncentracím mezihvězdného
prachu a k oblastem bohatým na hvězdy. Vzdálenost je zde určována pomocí
Dopplerova jevuDopplerův jev – změna frekvence vlnění při vzájemném pohybu zdroje a pozorovatele. Přibližuje-li se pozorovatel ke zdroji, naměří vyšší frekvenci, než když se vzdaluje. Může jít o zvukové, elektromagnetické i jakékoli jiné vlnění. Jev poprvé popsal rakouský matematik a fyzik Christiaan Doppler (1803–1853), který část svého krátkého života strávil jako profesor ČVUT v Praze., tedy ze změny vlnové délky, která je interpretována jako funkce
polohy zdroje v galaktické rovině. Předpokládáme, že rychlost vzdalování či
přibližování zdroje rádiového signálu je vázána na absolutní polohu vůči jádru.
Oblasti jádru blízké se pohybují jinak než oblasti vzdálenější a tangenciální
složka oběžné rychlosti je pro danou vzdálenost od jádra v příslušném spirálním
rameni zhruba jednotná. Těchto předpokladů, z nichž vzejde prostorová struktura
Galaxie, je však příliš mnoho a i když máme dnes velmi přesné výsledky v zobrazení do roviny kolmé na směr pozorování, odhady vzdáleností jsou přeci jen
velmi spekulativní a samotné rádiové pozorování k určení struktury Galaxie
nestačí.
|
Na horním obrázku je výsek oblohy v galaktické rovině poblíž souhvězdí
Persea zobrazený při projektu CGPS (The Canadian Galactic Plane Survey).
Na snímku jsou zobrazeny oblasti neutrálního vodíku, kterými prosvítají
hvězdy. Na spodním obrázku je patrné měřítko zobrazené oblasti. Zdroj:
University of Calgary. |
Spitzerův vesmírný dalekohled (SST)SST (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 a je chlazené kapalným heliem na teplotu 5,5 K. Pozorovací spektrální rozsah je 3÷180 μm. Předpokládá se životnost tři až pět let. Program družice má na starosti California Institute of Technology. pracuje ve vesmíru od roku 2003 a je
určen pro spektrální oblast 3÷180 μm. Může snímat vyzařování v IR oblasti, ve
které svítí chladná prachová mračna. Pomocí SST byly pozorovány vznikající
hvězdy, vznikající zárodky planetárních soustav, galaktická jádra skrytá v prachových obálkách,
vzdálené galaxie jejichž svit je posunut až do IR oblasti a objekty v extrémních vzdálenostech objevivší se při vzniku našeho vesmíru.
Jelikož infračervené světlo proniká hustými oblastmi látky v galaktické rovině a zároveň jde o světlo vyzařované prachem, lze pomocí SST zobrazit do velké
vzdálenosti i materiál a děje, které jsou pro rádiové snímkování neviditelné.
Výsledky snímkování galaktické roviny observatoří SST byly uveřejněny 3. června
2008 a v kombinaci s rádiovým snímkováním jde o průlom v mapování Galaxie a určení její struktury.
|
K vytvoření této mozaiky bylo použito více než 800 000 snímků postupně
získaných od roku 2005. Mléčná dráha je rozřezána na pět pruhů a zobrazena v kompozici tří vlnových délek. Modrá odpovídá 3,6 μm, zelená
8 μm a červená 24 μm. Zeleně svítí organické molekuly, zejména
polycyklické aromatické uhlovodíky, které ozařují blízké hvězdy. Tepelná
emise prachových mračen je zobrazena červeně. Oblasti nově vznikajících
hvězd kolotají žlutou a červenou barvou, která odpovídá horkému prachu,
v němž vznikají organické látky. V modré, přecházející v bílou, svítí
staré hvězdy a centrální galaktická výduť, která je na hvězdy starých
populací bohatá. Zdroj:
SST.
K vytvoření tohoto zobrazení bylo poskládáno více než 444 580 snímků
a vznikl tak portrét oblastí, v nichž bouřlivě vznikají nové hvězdy.
Jde o kompozitní obraz poskládaný ze čtyř vlnových délek: modrá odpovídá
3,6 μm, zelená 4,5 μm, oranžová 5,8 μm a červená 8,0 μm. Červená mlha vzniká
nasvícením organických molekul světlem vznikajících obřích mladých
hvězd. Na
ZemiZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. bychom nalezli obdobné látky ve výfukových plynech
automobilů nebo při opékání vuřtů, tedy všude tam, kde jsou nedostatečně
spalovány uhlíkaté molekuly. Tmavé oblasti jsou natolik husté, že je
neprohlédne ani bystrozraký 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 a je chlazené kapalným heliem na teplotu 5,5 K. Pozorovací spektrální rozsah je 3÷180 μm. Předpokládá se životnost tři až pět let. Program družice má na starosti California Institute of Technology.. Oblasti hvězdných líhní, v nichž
dochází ke zrodu nových hvězd, jsou zobrazeny světlou až bílou barvou.
Modrá uprostřed odpovídá opět starým hvězdám centrální galaktické
výdutě. Zdroj:
SST.
|
Prvotní modely struktury Galaxie založené na rádiovém snímkování již od
padesátých let minulého století postupně určily spirálovou strukturu Galaxie a rozlišily čtyři výrazné prostorové koncentrace galaktického plynu. Koncentrace
byly ztotožněny se spirálními galaktickými rameny. Jde o ramena označovaná podle
souhvězdí, kam 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 galaktické
výdutě. Naše sluneční soustava leží mezi ramenem ve Střelci a ramenem Perseovým
v řídkém rameni Orionově (Orion Arm), někdy také označovaném jako výběžek Oriona
(Orion Spur).
Tým pod vedením Roberta Benjamina z univerzity ve Wisconsinu pracoval
od roku 2005 pomocí 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 a je chlazené kapalným heliem na teplotu 5,5 K. Pozorovací spektrální rozsah je 3÷180 μm. Předpokládá se životnost tři až pět let. Program družice má na starosti California Institute of Technology. na zobrazení centrální galaktické oblasti a cílem jejich práce bylo poznání struktury galaktické příčky. O existenci
galaktické příčky astronomové věděli již na základě rádiového snímkování
v projektu CGPS od konce devadesátých let minulého století.
Výsledkem této práce je zjištění, že Galaxie je velmi pravděpodobně
strukturou jen se dvěma výraznými spirálovými rameny vycházejícími z konců dlouhé příčky, kterou odhalil až SST. 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 (Saggitarius) a v Pravítku
(Norma)
sestávají hlavně z plynu a malého množství mladých hvězd.
|
Struktura Galaxie podle snímkování 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 a je chlazené kapalným heliem na teplotu 5,5 K. Pozorovací spektrální rozsah je 3÷180 μm. Předpokládá se životnost tři až pět let. Program družice má na starosti California Institute of Technology.. Dvě výrazná spirální ramena
vycházejí
z konců příčky ve vzdálenosti téměř 15 kpcParsek (pc) – paralaktická sekunda. Vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku, 1 pc = 30,9×1012 km = 3,27 ly. od galaktického jádra. Zdroj:
NASA.
Prezentace výseku galaktického snímkování observatoří 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 a je chlazené kapalným heliem na teplotu 5,5 K. Pozorovací spektrální rozsah je 3÷180 μm. Předpokládá se životnost tři až pět let. Program družice má na starosti California Institute of Technology. na 212.
setkání Americké astronomické společnosti v St. Louis, 3. června 2008.
Výsek je poskládán z 800 000 jednotlivých snímků, je zde zobrazeno kolem
110 000 000 hvězd, šíře záběru činí 130° a výška 2° (1° nad a 1° pod
galaktickou rovinou). Zdroj:
GLIMPSE.
|
Klip týdne: Tok plynu v galaxii s příčkou
Tok plynu v galaxii s příčkou. Gravitační potenciál galaxií
s příčkou má značný vliv jak na oběžné dráhy hvězd, tak na tok plynu v galaxii.
V animaci vidíte numerickou simulaci toku plynu (žlutě) v galaxii s příčkou. Příčka je orientována svisle, rozměry má 10 kpc,
celková výška i šířka obrázku odpovídá 16 kpc. Plyn v galaxii vytvoří
strukturu ve tvaru kočičího oka. Souřadnicová soustava je spojena s příčkou. K výpočtu byl použit hydrodynamický kód CMHOG (Connection
Machine Higher Order Godunov code). Zdroj: James M. Stone (Princeton),
Glenn Piner (JPL), Peter Teuben (University of Mariland). (avi,
3 MB)
Odkazy
Fórum – diskuze k tomuto
bulletinu
|
|
