Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 38 (vyšlo 21. listopadu, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Laniakea

Ivan Havlíček

Pohyby galaxiíGalaxie – 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.  ve velkém měřítku jsou známy od dvacátých let minulého století, kdy začalo být díky Hubblovým objevům zřejmé, že se vesmír rozpíná. Ale až do osmdesátých let byl obraz vesmíru poměrně homogenní. Galaxie se pohybovaly tím rychleji, čím jsou od nás vzdálenější. Tento jev byl uznán jako přírodní zákon. Pokud byly nalezeny nějaké odchylky od všeobecně přijímaného 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., byly interpretovány jako lokální turbulence, které se zvětšením měřítka v určitém rozměru vyšetřované oblasti zmizí. V astronomii velkých měřítek byl jako samozřejmost uznán předpoklad, že vždy bude možné nalézt dostatečně velkou oblast, ve které budou pohybové odchylky jednotlivých vnitřních struktur oproti rychlosti Hubblova rozpínání zanedbatelné. Vesmír se až do roku 1987 choval naprosto spořádaně a do všech směrů se rozpínal stejně, přesně podle zažitého paradigmatu.

Dne 1. března 1988 vyšel článek popisující pohyb galaxií do dosud nepozorovaného supergalaktického centra. Desetiletá práce, jejíž výsledky zde byly publikovány, byla původně vedena snahou „jen“ zpřesnit Hubblovu konstantu. Pro nově objevený koordinovaný pohyb obrovského množství vesmírné matérie se později ujal název Velký Atraktor. Donald Lynden-Bell, Sandra Moore Faber, David Burstein, Roger Davies, Alan Dressler, Roberto Terlevich a Gary Wegner, kteří pilotní článek publikovali, tímto objevem započali novou etapu v pohlížení na velkorozměrové vesmírné struktury. Vesmír přestal být monotónně se rozpínajícím homogenním prostorem vyplněným hvězdnými ostrovy, mezi nimiž neustále spořádaně narůstá vzdálenost. Souběžně s mapováním galaktických kup a měřítkově vyšších struktur bylo nutno velmi pečlivě proměřovat také jejich vzájemné pohyby, o nichž přestalo být jisté, že jsou jen lokálními odchylkami od Hubblova kosmologického rozpínání. Současný popis dynamiky velkorozměrových struktur spočívá ve snaze oddělit pohyby způsobené koncentracemi látky a jejich gravitací ve velkém měřítku od příčin kosmologických, vyplývajících ze samotného rozpínání časoprostoru.

Velký atraktor

Kniha Alana Dresslera z roku 1994, v níž popisuje cestu za Velkým Atraktorem. Stejný název si pro popis vesmírných toků zvolila ve svých prezentacích také skupina R. Brenta Tullyho a Hélène M. Courtois v roce 2012. Zdroj: Staticflickr.

Galaxie – 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.

Kupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí.

Hubblův 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.

Kosmografie – mapování vesmíru nejrůznějšími prostředky. Donedávna šlo zejména o 3D mapy založené na přehlídkovém snímání oblohy prováděném na základě kompilace dat pořízených satelitními observatořemi a projekty obdobnými SDSS. Základ tvoří fundamentální katalogy. Přesnost astronomických map klesá v čase na obě strany od data pořízení mapy a v prostoru se vzdáleností od místa pozorovatele. V současnosti se postupně přechází na časoprostorová zobrazení, tedy 4D mapy.

Struktura vesmíru

Galaxie jsou ve vesmíru nahloučeny v kupách (clusters) a nadkupách (superclusters), které se mohou propojovat do dosud nejrozsáhlejších oblastí označovaných jako vlákna (filaments) nebo stěny (walls). Všechny tyto termíny jsou dosti neostré, navíc jsou mimo tyto koncentrace látky známy zase mnohem rozlehlejší oblasti, v nichž galaxie úplně chybí a které jsou označovány jako bubliny (voids). Tento popis našeho vesmírného okolí je od devadesátých let poměrně ustálený a neustále se pokračuje v jeho zpřesňování. Slouží k tomu nejrůznější spektroskopické přehlídkové projekty, které jsou od té doby soustavně prováděny. Za předpokladu známé rychlosti rozpínání časoprostoru, tedy co možná nejpřesnějšího určení Hubblovy konstanty, lze vlastní vzájemné pohyby jednotlivých viditelných galaktických uskupení získat už jen přímým odečtením kosmologické složky od naměřených hodnot. Předpokládáme, že takto získané vlastní pohyby jsou v přímé souvislosti s gravitačním působením nerovnoměrně rozložené vesmírné látky v časoprostoru. Znamená to, že přesnost, s jakou se podaří změřit vzájemné vlastní pohyby, odpovídá podrobnosti získané vesmírné mapy.

Vlastní pohyby lze dnes měřit ve velmi širokém spektrálním oboru. Pro takto vznikající 4D kosmografiiKosmografie – mapování vesmíru nejrůznějšími prostředky. Donedávna šlo zejména o 3D mapy založené na přehlídkovém snímání oblohy prováděném na základě kompilace dat pořízených satelitními observatořemi a projekty obdobnými SDSS. Základ tvoří fundamentální katalogy. Přesnost astronomických map klesá v čase na obě strany od data pořízení mapy a v prostoru se vzdáleností od místa pozorovatele. V současnosti se postupně přechází na časoprostorová zobrazení, tedy 4D mapy.  jsou prozatím nejlépe použitelná měření ve viditelném, infračerveném a mikrovlnném oboru. Jen v těchto pásmech prozatím existují dostatečně rozsáhlé databáze pokrývající celou oblohu. Nezbytnou podmínkou pro prostorové mapování je také dostatečně přesné určování vzdáleností vyšetřovaných struktur. Jedině pokud známe vzdálenost, lze z naměřené hodnoty pohybu odečíst správnou hodnotu kosmologické složky rychlosti, a co zbývá, je hledaným vlastním pohybem.

Skupina R. Brenta Tullyho a Hélène M. Courtois postupně od roku 2012 publikovala velmi rozsáhlou databázi měření a jejich interpretací. Výsledkem je popis kosmických toků (Cosmicflows) ve velkých rozměrových škálách až do vzdáleností charakterizované rychlostí vzdalování objektů  16 000 km/s. Podmínkou správné interpretace je dostatečně přesné převedení naměřených rychlostí vzdalujících se objektů na délkovou míru. Při určování vzdáleností jsou proto kombinována a vzájemně porovnávána data získaná měřením cefeidCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912., Tullyho-Fischerovou relacíTullyho-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., svítivostí větve červených obrůČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 ÷ 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 ÷ M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem., 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. a ještě jinými metodami. V současnosti jde o nejrozsáhlejší kosmografický projekt. Výsledek je ve dvourozměrné podobě téměř nesrozumitelný, pokud člověk není zrovna architektem s vycvičenou prostorovou představivostí. Publikace v odborném tisku byly proto vždy doprovázeny pohyblivým prostorovým grafem propojujícím 3D mapu rozložení gravitačně působící matérie s rychlostním polem, které toto rozložení v časoprostoru způsobuje.

Celooblohový rozvinutý průmět vlastních pohybů

Celooblohový rozvinutý průmět změřených 742 vlastních pohybů velkorozměrových struktur. Jedině v tomto promítání jsme schopni okolní vesmírné toky na nebi ze Země pozorovat. Vše ostatní je již prostorová interpretace vyžadující změnu místa pozorovatele. Šedou barvou na okrajích a svisle uprostřed je znázorněna extinkce Mléčné dráhy. Zdroj: Cosmicflows-1

Vizualizace naměřených rozložení hustoty látky v supergalaktických souřadnicích

Vizualizace naměřených rozložení hustoty látky v supergalaktických souřadnicích. Použitá data pocházejí z mikrovlnné přehlídky oblohy 2MASS2MASS – Two Micron All Sky Survey, přehlídka oblohy na vlnové délce 2 μm. Přehlídka byla prováděna automaticky dvěma 1,3 m dalekohledy umístěnými na Mt. Hopkins (Arizona) a na Cerro Tololo (Chile). Přehlídka byla prováděna v pásmech J (1,25 μm), H (1,65 μm) a K (2,17 μm) v letech 1997 až 2001. a jsou omezena na katalog V8k (rychlost nižší než 8 000 km/s), což je zřejmé z velikosti zobrazené oblasti – měřítka na hraně krychle. Zdroj: ArXiv.

Propojení prostorové hustotní mapy se získaným rychlostním polem vlastních pohybů

Propojení prostorové hustotní mapy se získaným rychlostním polem vlastních pohybů. Velikost zobrazené krychle je stejná jako v předchozím grafu. Zdroj: ArXiv.

Průmět galaktické nadkupy okolního vesmíru

Průmět galaktické nadkupy okolního vesmíru, ve které je známo souvislé rychlostní pole vlastních pohybů. Nadkupa je pojmenována Laniakea, zabírá oblast o průměru zhruba 160 MPc, na hranici Laniakey dosahují galaxie rychlosti až 12 000 km/s. Laniakea obsahuje látku odpovídající hmotnostně zhruba 1017 hmotností Slunce (Mléčná dráha čítá cca 1011 hmotností Slunce). Průmět je zobrazením do supergalaktické rovníkové roviny, červená značí vysokou koncentraci látky, modrá nejnižší koncentraci. Jednotlivé galaxie jsou znázorněny bílými tečkami. Oranžové ohraničení odpovídá nalezenému pohybovému rozhraní. Vně nadkupy Laniakea jsou známé sousední galaktické nadkupy Perseus-Ryby, Vlasy Bereničiny a Shapleyho koncentrace. Do všech těchto sousedních nadkup natéká matérie podobnými kosmickými toky jako do Velkého Atraktoru v nadkupě Laniakea, jíž jsme součástí. Mléčná dráha v Místní skupině je označena modrým kroužkem uprostřed souřadnicové sítě v počátku grafu. Zdroj: ArXiv.

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. 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.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage