Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 48 (vyšlo 21. listopadu, ročník 6 (2008)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

APEX, hvězdná líheň a hvězdy v bublinách

Ivan Havlíček

Apex odhalil žhavou hvězdnou líheň! Tímto téměř bulvárním titulkem byla nadepsána tisková zpráva vydaná 11. listopadu 2008 popisující oblast RCW 120 vzdálenou od ZeměZemě – 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. 4 200 světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km. ve směru souhvězdí Štíra. Horká velmi hmotná hvězda v jádru oblasti RCW 120 svým ultrafialovým světlem ionizuje okolní plyn, vytrhává elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. z vodíkových atomů a je tak příčinou charakteristického červeného záření známého jako H-alfa emise. Tento jev je sice pozorován v bezpočtu emisních plynných mlhovin, bulvární nadpis si však zasloužily výsledky pozorování provedené na submilimetrových vlnových délkách špičkovou aparaturou LABOCA. Radioteleskop APEX umístěný v Atacamské poušti ve výšce 5 100 m pomocí systému LABOCA zobrazil rozpínající se obálku ionizovaného plynu, která zaujímá prostor o průměru deseti světelných roků. Na snímcích s vysokým rozlišením lze rozeznat, jak materiál obálky zřetelně kolabuje do zhustků, v nichž se následně rozžínají nové hvězdy. Chladná oblaka mezihvězdné látky vyzařují na submilimetrových vlnových délkách. Nejchladnější materiál ve vesmíru proto dokážeme zobrazit jedině radioteleskopem. Zde se ukázalo, že může zároveň jít i o předhvězdnou fázi hvězdného vývoje, tzn. období, kdy hvězdy ještě nezačaly svítit.

ALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu.

H I oblasti – oblasti neutrálního vodíku, které jsou nerovnoměrně rozloženy v galaxiích. Nezapočítáváme-li skrytou látku, pak je vodík ve vesmíru nejrozšířenějším prvkem vůbec - hmotnostně jde o cca 70 % veškeré viditelné hmoty. V naší Galaxii je výskyt H I oblastí koncentrován ke spirálním ramenům, výrazně více se vyskytují v galaktickém disku a svým měřítkem jsou srovnatelné s měřítkem spirálních galaktických ramen. H I oblasti jsou relativně chladné – cca 80 K, vodík je zde v základním stavu. Díky přechodu mezi ortovodíkem (elektron a proton mají nesouhlasný spin) a paravodíkem (souhlasný spin) září tyto oblasti na vlně 21,105 cm, což odpovídá frekvenci 1420,4 MHz a lze je mapovat radioastronomickými metodami. Lze tak získat radiovou mapu struktury Galaxie v rovině galaktického disku i ve větších vzdálenostech, kam nelze pro mezihvězdnou extinkci dohlédnout ve viditelné části spektra.

H II oblasti – část mezihvězdného prostoru, ve kterém se nachází ionizovaný vodík. Vodík je ionizován UV zářením z blízkých obřích hvězd spektrálního typu O a B. Tyto hvězdy mohou ionizovat vodík na vzdálenosti až stovek světelných let. Teplota H II oblastí se pohybuje v intervalu 10 000 K až 20 000 K a má koncentraci v řádu desítek atomů v centimetru krychlovém. Nejznámější H II oblastí je například velká mlhovina v Orionu M42.

RCW 120

Kompozitní snímek oblasti RCW 120. Submilimetrová emise je zde zobrazena jako modře svítící oblaka obklopující červenavě zářící ionizovaný plyn. Pro zobrazení byla použita data z  SuperCosmos H-alpha survey Second Generation Digitized Sky Survey. Pásmo I je zobrazeno modře, pásmo R červeně. Zdroj: ESOESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA..

RCW 120

Snímky galaktické H II oblastiH II oblasti – část mezihvězdného prostoru, ve kterém se nachází ionizovaný vodík. Vodík je ionizován UV zářením z blízkých obřích hvězd spektrálního typu O a B. Tyto hvězdy mohou ionizovat vodík na vzdálenosti až stovek světelných let. Teplota H II oblastí se pohybuje v intervalu 10 000 K až 20 000 K a má koncentraci v řádu desítek atomů v centimetru krychlovém. Nejznámější H II oblastí je například velká mlhovina v Orionu M42. RCW 120. Levý obrázek je pořízen ve viditelném světle (R-band; ESO Schmidt Telescope), pravý pomocí aparatury LABOCA v submilimetrovém pásmu. K pořízení pravého snímku bylo zapotřebí tří hodin expozičního času. Zdroj zobrazovaného světla má teplotu 23 K. Dvojice snímků byla zveřejněna v srpnu 2007. Zdroj: ESOESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA..

Velmi hmotné hvězdy (alespoň 10 MS) jsou pro galaktický vývoj rozhodující z dynamického i chemického hlediska. Svým extrémním zářivým výkonem ovlivňují pohyb a koncentraci mezihvězdné látky ve svém bezprostředním okolí až do vzdálenosti několika desítek světelných roků a zároveň jsou schopny měnit její chemické složení. V závěrečných fázích svého hvězdného života, který u tak hmotných hvězd trvá jen několik desítek miliónů let, většinu své hmoty rozmetají do okolního prostoru a obohatí tak galaktické prostředí o prvky, které vytvořily ve svém nitru. Protože není doposud vše ve vývoji takto hmotných hvězd teoreticky popsáno natolik dostatečně, aby byly předpovědi vždy v souladu s pozorováním, astronomové věnují velkou pozornost právě galaktickým H II oblastemH II oblasti – část mezihvězdného prostoru, ve kterém se nachází ionizovaný vodík. Vodík je ionizován UV zářením z blízkých obřích hvězd spektrálního typu O a B. Tyto hvězdy mohou ionizovat vodík na vzdálenosti až stovek světelných let. Teplota H II oblastí se pohybuje v intervalu 10 000 K až 20 000 K a má koncentraci v řádu desítek atomů v centimetru krychlovém. Nejznámější H II oblastí je například velká mlhovina v Orionu M42., za jejichž svit jsou často obří hvězdy odpovědné. Za svit RCW 120 je odpovědná hvězda spektrálního typuSpektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy. O8V, jejíž maximální zářivý výkon odchází z povrchu v UV oblasti spektra a povrchová teplota se pohybuje kolem 35 000 K.

Základem dnešního studia galaktických H II oblastí se stal RCW katalog obsahující 182 objektů, který byl vytvořen v Austrálii na observatoři Mount Stromlo. Jeho autory jsou Alex Rodgers, Colin Campbell a John Whiteoak, kteří zde pracovali pod vedením amerického Holanďana Barta Boka. Katalog RCW, pojmenovaný podle počátečních písmen svých tvůrců, byl publikován v roce 1960 a zobrazuje H II oblasti viditelné z jižní polokoule. V katalogu je mnoho útvarů, které lze charakterizovat označením „hvězdy v bublině“. Jde o rozpínající se obálku plynu a prachu, jejíž rozpínání přičítáme tlaku hvězdného větru žhavých hvězd uvnitř bubliny a v jejíž vnitřní části září právě H II. Svit ionizovaného plynu je způsoben týmiž horkými hvězdami uvnitř bubliny. Vnitřní stěny bubliny, tvořené prachem, se zahřívají svitem plynu a následně vydávají takto získanou energii v infračervené oblasti. Fotografujeme-li oblast ve viditelném světle, zachytíme jen svit plynu, ale na snímcích v IR celá oblast vypadá jako dutá jeskyně nasvícená zevnitř.

RCW 79

Hvězda v bublině – H II oblast RCW 79 v souhvězdí Kentaura. Oblast se nachází ve vzdálenosti 17 200 světelných roků, její průměr je odhadnut na 70 l.y. Mezihvězdná látka zde začala expandovat před milionem roků. Snímek v IR oblasti zobrazuje prach tlačený hvězdným větrem a byl pořízen SST v březnu 2004. Zdroj: SSTSST – Swedish Sun Telescope, Švédský sluneční dalekohled. Věžový sluneční čočkový dalekohled o průměru 97 cm, uvedený do provozu na Kanárskývh ostrovech v roce 2002. Prostor dalekohledu je vakuován, dalekohled používá adaptivní optiku. Obraz je mimořádně ostrý a na Slunci rozliší detaily o velikosti pouhých 70 km..

V průběhu expanze plynné bubliny umíme, díky pozorování v rozdílných spektrálních pásmech, vypozorovat tři druhy mezihvězdného prostředí. V nejbližším okolí žhavých hvězd je plyn ionizován (viditelné světlo) a díky vydatnému příjmu energie z centrálních hvězd (pozorování v UV) se rozpíná do okolního prostoru. Rázová vlna ionizovaného plynu před sebou tlačí materiál, který není ionizovaný v takové míře jako centrální oblast. Tento neutrální materiál tvoří přechod do mezihvězdného prostředí (pozorování v IR), které prozatím není rozpínající se bublinou ovlivněno. Neutrální materiál se ale rozpíná spolu s bublinou a tvoří vlastně její obálku. Třetím prostředím je pak okolní galaktická látka, uvnitř které se celé představení odehrává. Vnitřní hrana neionizovaného materiálu se pohybuje na čele rázové vlny rozpínající se bubliny a jeho vnější hrana je brzděna stykem s okolním galaktickým prostředím. A tato mezivrstva je právě klíčová při očekávané tvorbě nových hvězd. Může se stát gravitačně nestabilní a roztrhat se do fragmentů, které se následně začnou smršťovat. Pozorované fragmenty oblasti RCW 120, do nichž se mezivrstva rozpadá, mají hmotnost více než 500 MS. Koncentrace rozpadající se mezivrstvy se podle emise změřené na 1,2 mm odhaduje na 1 500 atomů na cm3. V prachové části obálky byly podle emise na 8 μm rozpoznány polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH). Vlivem ionizovaného plynu se tyto molekuly na vnitřní straně obálky rozpadají.

Klíčová data byla získána aparaturou LABOCA na 12metrovém radioteleskopu Atacama Pathfinder Experiment (APEX). Apex (sluneční) je také bod na obloze, k němuž směřuje Slunce vzhledem k okolním hvězdám a nachází se v souhvězdí Herkula. Název experimentu byl tedy vybrán s přísně vědeckým entuziasmem.

APEX

Projekt APEX je prototypem antény, z nichž bude sestavena rozsáhlá sítě 64 radioteleskopů ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu.. Stavba ALMA započala v roce 2003 a v plném počtu by antény měly pracovat v roce 2012. APEX (Atacama Pathfinder Experiment) je postaven na planině Chajnantor v chilské poušti Atacama. Parabola antény má průměr 12 m a teleskop pracuje v intervalu vlnových délek od 0,2 do 1,4 mm. APEX je společným projektem mezi Max-Planck-InstituteMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech. for Radio Astronomy (MPIfR), OSOOSO – Onsala Space Observatory, švédská národní radioastronomická observatoř umístěná 45 kilometrů jižně od Gothenburgu v Onsale. Vlastní dva radioteleskopy pracující na milimetrových a centimetrových vlnách. Observatoř byla založena v roce 1949.ESOESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA.. APEX je dnes provozován Evropskou jižní observatoří. Zdroj: MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech..

LABOCA

Aparatura LABOCA (Large Apex BOlometer CAmera) je systémem kombinujícím optické prvky, extrémně citlivé měření teploty, vysoké vakuum, chlazení na extrémně nízkou teplotu (operační teplota 285 mK), digitální elektroniku a specializovaný software. Pokud lze vůbec pro tohle všechno složené dohromady nalézt odpovídající označení, pak jde o špičkovou kameru, jejíž popis by si vyžádal samostatné číslo Aldebaran bulletinu. Na snímku je zobrazena detekční část zařízení v Cassegrainově komoře teleskopu. Stříbřité talíře ve spodní části snímku jsou odrazná zrcadla směřující optický svazek přicházející z primární antény do detektoru. Detektor sestávající z 295 bolometrůBolometr – neselektivní detektor tepelného (infračerveného) záření pracující na principu měření změny elektrického odporu v závislosti na změně teploty čidla bolometru v důsledku absorpce záření. Závislost lze vyjádřit přibližným vztahem ΔR/R = αΔT, kde α je teplotní součinitel změny odporu R, jehož velikost je určena materiálem čidla bolometru a pracovní teplotou (α = 0,5 ÷ 5 000 K−1). Současné možnosti (1. polovina roku 2013) komerčně dostupných nechlazených detektorů: zobrazování v rozsahu 7÷14 μm v rozlišení 680×480 pixelů, velikost pixelu až 25 μm. je ukryt ve stříbřitém válci – kryostatu – uprostřed. Maximální citlivost aparatury je na vlnové délce 870 μm. Vstupní část elektroniky je v konstrukci na zdi za detektorem. Zdroj: MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech..

LABOCA – schéma

Optické schéma přístroje LABOCA. Z1 až Z7 jsou odrazná zrcadla, posledním optickým prvkem je čočkový objektiv umístěný ve vstupním otvoru kryostatu.

LABOCA – schéma

Optická dráha světla uvnitř teleskopu a umístění aparatury LABOCA v Cassegrainově komoře pod talířem antény. Odrazná zrcadla Z4 až Z7 jsou umístěna, stejně jako detektor v kryostatu, na šesti tyčích. Zdroj: MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech..

Klip týdne: Hvězdy v bublině u Ety Carinae

Eta Carinae (wmv, 4 MB)

Hvězdy v bublině u Ety Carinae. Animace začíná širokoúhlým pohledem na mlhovinu Carina, který byl získán při přehlídce Midcourse Space Experiment prováděné v IR oboru v letech 1996 až 1997. Umírající hvězda Eta Carinae, která je více než stokrát hmotnější než Slunce, je zobrazena jako jasný bílý bod uprostřed obrazového pole. Rotací a zvětšením středu obrazu přejdeme do výřezu zobrazeného Spitzerovým vesmírným dalekohledem. V mnohem větším rozlišení jsou na snímcích SST patrné pilíře mezihvězdné látky vyřezané z prachového okolí ultrafialovým světlem a hvězdným větrem obří Etou Carinae a sousedními obřími hvězdami v jejím okolí. Díky detekci infračerveného záření rozpoznáváme růžově zářící hvězdná embrya skrytá v chladných prachoplynných pilířích. Detailní snímek byl pořízen IR širokoúhlou kamerou na SST. Tříbarevná kompozice je snímána v neviditelném světle a převedena do umělých barev. Modrá odpovídá 3,6 μm, zelená 4,5 μm, oranžová 5,8 μm a červená byla přiřazena obrazu pořízenému v 8,0 μm. Zdroj: SST, 2005. (wmv, 4 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage