Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 25 (vyšlo 13. června, ročník 6 (2008)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

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.

Mléčná dráha

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

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 pražské Polytechniky, předchůdkyni dnešního 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.

Výřez Mléčné dráhy Místo výřezu

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. 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. 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.

Mozaika 1

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.

Mozaika 2

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. Mohorovičićovým 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. 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.. 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. 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. 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.

SST: Struktura Galaxie

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. 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.. 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.

Galaktické snímkování

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. 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. 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 (avi, 3 MB)

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

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage