Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 21 (vyšlo 18. srpna, ročník 4 (2006)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Podivné jádro Galaxie v Andromedě

Ivan Havlíček

Galaxie M 31 v Andromedě je spolu s naší Galaxií (v anglické literatuře označované jako Mléčná dráha) a galaxií M 33 v Trojúhelníku trojicí velkých galaxií, které tvoří gravitační jádro Místní skupiny galaxií. Místní skupina je společenstvím kolem třiceti galaktických objektů, které jsou ale, vyjma výše uvedených, všechny mnohem menší. Galaxie M 31 je nápadným objektem severní oblohy – její vizuální jasnost je 3,4 magnitudyMagnituda – 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).. Je viditelná velmi dobře i bez dalekohledu a na fotografických snímcích dosahuje velikosti několika průměrů Měsíce (180 × 60 úhlových minut). Nalézá se ve vzdálenosti necelých tří milionů světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km. od nás a je proto při studiu galaxií pro pozemské astronomy velmi významným objektem. Galaxie M 31 je typickou spirální galaxií s výrazným nahuštěním hvězd v centrální oblasti kolem jádra a již Charles Messier rozpoznal dva její trpasličí průvodce M 32 a M 110, kteří jsou rozlišitelní coby slabé mlhavé eliptické útvary i v malých dalekohledech. Hmotnost galaxie M 31 je udávána kolem 300 až 400 miliard hmotností SlunceHmotnost SlunceMS = 1,989×1030 kg. a rozložení této hmoty je dnes zmapováno na všech dostupných vlnových délkách.

M 31 – VIS

Galaxie v Andromedě ve viditelném světle. Zdroj: SEDS.

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.

Galaktické jádro – nejvnitřnější část galaxie, zpravidla má podobu centrální výdutě a obsahuje podstatnou část atomární látky galaxie. V mnoha galaxiích je v jádře obří kompaktní objekt, pravděpodobně černá díra.

Galaktické 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.

M 31 – IR

Rozložení chladné prachové hmoty v M31. Levý snímek ukazuje M 31 jak se nám jeví na obloze. Pravý obrázek bychom mohli uvidět při kolmém pohledu vůči galaktické rovině. Pomineme-li hmotu soustředěnou ve hvězdách, pak je většina baryonové hmoty shromážděna ve spirálních ramenech poblíž roviny galaxie. Tato hmota je ohřívána světlem blízkých hvězd a proto ji můžeme zaznamenat v IR oboru spektra. Zdroj: LUXORION.

M 31, animace (wmv, 2 MB)

Kliknutím stáhnete animaci (wmw, 2 MB), na které je nejprve galaxie M31 ve vizuálním oboru (NOAONOAO – National Optical Astronomy Observatory, Národní optická astronomická observatoř. Od roku 1982 sdružuje několik astronomických observatoří pod jediným vedením. Zejména jde o Kitt Peak National Observatory (Arizona), Cerro Tololo Inter-American Observatory (Chile) a National Solar Observatory (Arizona, Nové Mexiko).) a poté v infračerveném oboru (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.). Červeně je zobrazena prachová hmota disku a modře svítí hvězdy. V centrální oblasti prachová hmota téměř chybí a je zde naopak největší koncentrace hvězd. Zdroj: NASA/JPL, Caltech/R. Hurt, 2006.

Podle dnes všeobecně přijímané teorie tvoří jádro většiny známých galaxií velmi hmotný objekt MDOMDO – Massive Dark Object, hmotný temný objekt, například černá díra nebo jiný objekt v centru galaxie. pravděpodobně gravitačně zhroucený do černé díry. Takový objekt je dnes možno vysledovat i uvnitř jádra M 31 díky spektroskopickému pozorování Hubbleovým vesmírným dalekohledemHST (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. a dalekohledem CFHTCFHT – Canada-France-Hawaii Telescope, kanadsko-francouzský dalekohled na Hawaji o průměru 3,6 metru. Dalekohled je umístěn na hoře Muna Kea ve výšce 4 200 metrů nad mořem.. Pomocí modrého a červeného posunu absorpčních čar ve světle hvězd v centrální oblasti lze určit astrofyzikální vlastnosti centrálního objektu. Hvězdy se zde pohybují rychlostmi kolem 200 km/s a jejich slabé spektrální čáry se při pořízení spektra celé galaxie míhají přes výrazné součtové absorpční linie vytvářené hvězdami v pomaleji se pohybujících vzdálenějších oblastech. Centrální rychle rotující prstence hvězd by měly mít hmotnost kolem 140 milionů hmotností SlunceHmotnost SlunceMS = 1,989×1030 kg. a vše se odehrává v prostoru o průměru několika světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.. V těchto parametrech je nutno ponechat ještě otevřené i jiné možnosti než jen centrální černou díru s hmotností řádově desítek až stovek milionů hmotností Slunce. Proto je dnes astronomy pozorovaný jev opatrně z černé díry přejmenováván na centrální objekt MDOMDO – Massive Dark Object, hmotný temný objekt, například černá díra nebo jiný objekt v centru galaxie..

Srovnání velikostí

Srovnání rozměrů některých spirálních galaxií jak bychom je mohli vidět, kdyby se od nás nalézaly ve stejné vzdálenosti. Galaxie v Andromedě je svojí rozlohou cca dvakrát větší než naše Galaxie – Mléčná dráha. Galaxie UGC 2885 je největší dosud objevená spirální galaxie. Na obloze se nachází v souhvězdí Persea poblíž mlhoviny California a je od nás vzdálena 96 MpcParsek – jednotka vzdálenosti, tzv. paralaktická sekunda. Jde o vzdálenost, ze které by velká poloosa dráhy Země kolem Slunce byla vidět pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Číselně je 1 pc = 30×1012 km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).. Zdroj: Richard Nugent.

Srovnání

Srovnání velikostí centrálních velmi hmotných objektů uvnitř čtyř galaxií, které byly vybrány z více jak třiceti galaxií, podrobně zkoumaných v uplynulém desetiletí dalekohledem 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.. Centrální hmotné objekty nemohou být pozorovány přímo. Výsledky uvedené v pravém sloupci jsou odvozeny z astrofyzikálních vlastností hvězd, které se kolem jádra galaxií nalézají. Pozor: svislé řady obrázků jsou v různých měřítcích. Zdroj: Lickova observatoř, HST/STS.

Dvě centra M 31

Barevný snímek dvojitého jádra galaxie v Andromedě. Zřetelná je červená a modrá oblast hvězd označovaná jako P1 a P2. Svítící oblasti P1 a P2 jsou interpretovány jako dva koncentrické prstence hvězd obklopující centrální hmotný objekt. Uvnitř menšího modrého prstence v P2 by se měl nacházet prostorově velmi malý, avšak obrovsky hmotný centrální objekt s hmotností nejméně 30 milionů hmotností SlunceHmotnost SlunceMS = 1,989×1030 kg.. Modrý prstenec sestává z nejméně 400 modrých hvězd ne starších než 200 milionů let. Jeho průměr je kolem 1 světelného rokuSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.. Zdroj: HST, 2005.

Zdroj spektra

Oblast jádra P2 snímaná HST pro spektrální měření. Levý obrázek s proužkem 0,1 úhlové vteřiny byl použit pro měření červeného zdroje dvojitého jádra. Snímek byl pořízen přes zelený filtr a takto byla vyloučena kontaminace světlem z modré části dvojitého jádra, které je na tomto snímku odfiltrováno. Pravý obrázek je pořízen obdobně. Zde byl požit ultrafialový filtr a byla tak zobrazena jen oblast svítící modře, krátké vlnové délky byly odfiltrovány a červeně svítící oblast je na tomto snímku neviditelná. Proužek obrazu, odkud bylo použito světlo pro spektroskopii zde má 0,2 úhlové vteřiny. Zdroj: R. Bender et al., ApJ. 631 (2005) 280-300.

Spektrum

Spektrum modrých jasných hvězd získaných v oblasti P2 jádra M31. Zdroj: R. Bender et al., ApJ. 631 (2005) 280-300.

Umělecká vize

Takto nějak bychom mohli vidět centrální oblast M 31, kdybychom se nacházeli poblíž jádra někde mezi prstenci modrých a červených hvězd. Disk velkých modrých hvězd září na pozadí červených hvězd, jimiž je neproniknutelně zaplněna celá obloha. Zdroj: R. Nugent.

Jádro Andromedy

Pohled na jádro Galaxie v Andromedě zrekonstruovaný na základě snímků z 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.. Kompaktní objekt, pravděpodobně superhmotná černá díra, je obklopen prstencem mladých modrých hvězd a ve větší vzdálenosti dalším prstencem starších, červených hvězd. Zdroj: R. Gendler.

Klip týdne

M 31 –  jádro (mpg. 8 MB)

Jádro galaxie v Andromedě. Na dnešním klipu se postupně dostaneme přes reálný fotografický záznam ve stále podrobnějším měřítku k animaci zobrazující předpokládaný pohyb dvou prstenců hvězd kolem centrálního hmotného objektu. Animace začíná širokoúhlým záběrem na střední část souhvězdí Andromedy, jasný objekt pod galaxií dole uprostřed snímku je hvězda Mirach – β And. Celkový snímek galaxie byl pořízen 30 cm dalekohledem Ritchey – Chrétien. Vhled do centrální oblasti obklopené zářivě mlžným oparem, který je složeným světlem stovek milionů hvězd, je pořízen v IR oboru čtyřmetrovým dalekohledem Mayall KPNO. Poslední snímek centrálních svítících oblastí označovaných P1 a P2 kolem supermasivní černé díry byl pořízen HST kamerou WFPC2. Následující podrobnosti jsou již interpretací napozorovaných dat vytvořenou počítačovými grafiky týmu HST. Vnější prstenec sestává ze starých červených a chladných hvězd na sklonku svého hvězdného života. Vnitřní prsten, který těsně obepíná centrální objekt, sestává naopak z mladých modrých velmi jasných a žhavých hvězd. (mpg, 8 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage