Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 18 (vyšlo 1. května, ročník 7 (2009)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Pohyby v největších měřítkách

Ivan Havlíček

Prolínání galaktických kup v oblasti MACS J0717.5+3745

Vesmír je strukturován na mnoha různých úrovních. Pokud budeme jako rozlišení brát velikostní měřítko neboli rozlehlost, tak lze směrem ke stále větším a větším objektům postupovat od sluneční soustavy přes hvězdné systémy až ke galaxiím. Galaxie jsou obří soustavy hvězd, plynných a prachových mračen, které jsou ještě všeobecně známé, protože se objevují jako astrofyzikální objekty v literatuře již zhruba sto let. Galaxie jsou rozčleněny také do mnoha typů a jedním z kritérií jejich klasifikace je hmotnost odvozovaná z počtu jednotkových hvězd (Sluncí) či jejich velikost. Pomineme-li jiné vlastnosti, tak známe galaxie obří a jejich satelity – tzv. galaxie trpasličí. Obří soustavy jsou nápadnými objekty na obloze, typickými představiteli spirálních soustav jsou Velká galaxie v Andromedě M 31, Sombrero M 104 v Panně nebo Mléčná dráha. Obří soustavy mohou být ale také uspořádány do tvaru elipsoidu jako třeba trojice velkých galaxií v jádru Kupy v Panně M 87, M 84 a M 86.

Sombrero

Galaxie M 104 Sombrero v souhvězdí Panny je od nás vzdálena 28 milionů světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km. a odpovídá 800 miliardám hmotností Slunce. Napříč měří její disk 50 000 světelných roků. Zdroj 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..

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.

Galaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.

Tyto obří galaxie obsahují stovky miliard hvězd a díky světlu jejich hvězd je také můžeme pozorovat. Trpasličí galaxie obry většinou doprovázejí, oblétávají, a hmotnostně jsou velmi zhruba tak o dva řády níže. Jsou známy ale také objekty, které jsou tvořeny ve velké míře temnou hmotouTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. a které jsou také svojí velikostí s galaxiemi srovnatelné. O struktuře temné hmoty ve vesmíru je toho ale, v porovnání se strukturou hmoty svítivé, soustředěné do galaxií, známo mnohem méně. U mnoha blízkých objektů víme, že svítící struktura je usazena v rozměrově mnohem rozlehlejším galaktickém haló temné hmoty a díky ní například v okrajových oblastech svítící části galaxie neklesá pohyb viditelné látky. Jsou pozorovány ale i případy galaktických srážek, kdy struktura svítící hmoty tvarově neodpovídá rozložení temné hmoty. Při slučování galaxií pravděpodobně probíhá následné strukturování svítících částí galaxie jinak než strukturování přidruženého haló temné hmoty. Tento případ byl pozorován například u galaktické kupy 1E 0657-56, která byla snímána RTG observatoří Chandra a výsledky byly publikovány v roce 2006.

Nadkupa ve Lvu

Největší dosud známá galaktická nadkupa v souhvězdí Lva. Struktura zabírá na obloze 5°×2°, je ve vzdálenosti 6,5 miliardy světelných roků, což značí, že je dlouhá cca 600 milionů světelných roků. Zdroj: NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších./GSFC.

Z výše zmíněného je zřejmé, že galaxie se ve vesmíru nacházejí ve větších skupinách, tzv. galaktických kupách. Nám nejbližší je velká galaktická Kupa v Panně. Jde o hustou skupinu galaxií v srdci nadkupy, jejímž členem je i Místní skupina s Mléčnou dráhou. Kupa čítá 160 velkých spirálních a eliptických galaxií shromážděných v prostoru jen o málo větším než Místní skupina spolu s více než 2 000 menších galaxií. Astronomie několika posledních desetiletí se, díky mnoha přehlídkovým projektům, začíná orientovat i v těchto hierarchicky vyšších systémech. Dnes známe v okruhu mnoha stovek milionů světelných roků galaktické kupy čítající od několika desítek do stovek obřích členů. Také byly ale už objeveny i soustavy, které jsou popisovány jako galaktická vlákna a galaktické stěny, které obsahují desítky až stovky tisíc obřích galaktických jedinců. Je zřejmé, že v tomto měřítku je možné pozorovat celkový tvar až z určitého odstupu, který dovolí vysledovat celkovou strukturu. V takovém případě ale galaxie musí být dostatečně daleko, aby se struktura vyjevila. Má to pak za následek potlačení podrobností a drobných členů a není pak příliš rozlišitelné, zda má jednotlivá galaxie, kterých je zde několik desítek tisíc, dvě či tři stovky miliard hvězd. Dostáváme se totiž na úplně jinou měřítkovou škálu, se kterou jsme dosud nebyli zvyklí ve své představivosti pracovat. Prozatím však žádný přehlídkový projekt plošně nedokáže zmapovat struktury nad vzdálenost kolem 2 miliard světelných roků. Matérie rozprostřená do této vzdálenosti od nás už natolik spolehlivě zacloní vzdálenější struktury, že cokoliv vzdálenějšího můžeme pozorovat jen úzkými průhledy – okny – ve struktuře blízké látky.

Jako logické pokračování nejrůznějších celooblohových přehlídkových projektů mapujících hvězdy a galaxie v mnoha dostupných spektrálních oborech byl v roce 2001 spuštěn projekt MACS (MAssive Cluster Survey) pod vedením Havajské univerzity. Jde o vyhledávání velmi vzdálených a tedy nutně i velmi zářivých plošných zdrojů v RTG oboru, u kterých se díky velké vzdálenosti očekává, že budou také velmi hmotné. Cílem projektu je nalézat obří nadkupy galaxií s červeným posuvem alespoň z > 0,3. Výchozím vodítkem se stal Katalog zářivých zdrojů ROSAT (ROSAT Bright Source Catalogue) čítající více než 5 000 RTG zdrojů na ploše 22 735 čtverečných stupňů oblohy. V projektu MACS se nejrůznějším způsobem využívají veškeré dostupné digitalizované přehlídky a kombinace dat získané nejen pozemskými, ale i kosmickými observatořemi od rádiového oboru až po data v RTG. Na kompilaci výsledných obrazů se pak cíleně podílí 2,2 m dalekohled Havajské univerzity, dalekohled Subaru, síť radioteleskopů v milimetrové oblasti BIMA nebo například Keckův dalekohled. Dnes je v projektu vytipováno spektroskopicky bezpečně určitelných 101 galaktických kup a nadkup, které odpovídají intervalu 0,3 < z < 0,6; více než dvě třetiny jsou oblasti nově objevené. Oproti dosavadním přehlídkám jde o statisticky velmi významné rozšíření oblasti, kterou je tak možno prozkoumat.

Zdroje MACS

Rozložení zdrojů MACS dle porovnání zářivého výkonu a červeného posuvu. Nově objevené oblasti jsou označeny červenými kroužky. Modře jsou označeny zdroje určené již katalogem ROSAT Brightest Cluster Sample (BCS) a publikované v roce 1998, zelenými kroužky pak 23 vzdálených EMSS (Extended Medium-Sensitivity Survey) zdrojů známých a publikovaných již v roce 1992, tedy před započetím projektu MACS. Zdroj: MACS.

MACSJ0717.5+3745 v RTG

Snímek RTG oblasti MACS J0717.5+3745. Červeně jsou vyznačeny izofoty v RTG oboru. Celková velikost oblasti je zřetelná ze souřadnicové sítě. Zdroj: Jeff Rich.

V rámci projektu MACS byla podrobně studována oblast – galaktická nadkupa MACSJ0717.5+3745. Kombinací snímků pořízených pomocí observatoří ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″., 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. a Keckovým dalekohledem bylo určeno prostorové rozložení hmoty a pohybová struktura tohoto obřího systému. Vzdálenost soustavy byla z naměřeného červeného posuvu z = 0,545 interpretována jako 5,4 miliard světelných roků, a délka hlavního rozpoznaného filamentu pak byla v této vzdálenosti určena na 13 milionů světelných roků. Na jednom konci tohoto obřího galaktického vlákna byly rozlišeny čtyři kolidující galaktické kupy. Byly rozpoznány díky snímkování mezigalaktického plynu v RTG oboru. Filament plyne do obřího mračna horkého mezigalaktického plynu, celá tato pozorovaná oblast se zahušťuje a následně se ohřívá. V budoucnu dnes oddělené galaktické kupy splynou a vytvoří mnohem kompaktnější jádro, které bude provázeno slučováním galaxií. Odpovídá to i mnohým fyzikálním modelům prováděným dnes na superpočítačích (simulace Millennium), kdy původně stejnorodá směs vesmírné matérie vytváří vlákna, v jejichž uzlech se usazují galaktické kupy a obklopují se zářivým haló vytěsněného mezigalaktického plynu. Je otázkou jakou roli při těchto procesech hrají i další komponenty, kterými je například temná hmota, a nakolik tato dnes pozorovaná strukturalizace ve viditelném oboru odpovídá dějům odehrávajícím se v obklopující struktuře temné hmoty. Dosud byly sice známy velmi rozsáhlé galaktické struktury, ale prozatím nebyly v takových měřítkách pozorovány žádné takto rozsáhlé události, které by se dotýkaly celé pozorované oblasti. Obří galaktická nadkupa MACS J0717.5+3745 je prvním případem, kdy byly detailně popsány dynamické procesy probíhající v tak rozsáhlém měřítku.

Filament

Filament mířící do nahuštěniny mezigalaktického plynu, uvnitř které jsou ukotveny čtyři vzájemně se přitahující obří galaktické kupy. Ve srovnání s horním snímkem jde o detailně zobrazené jádro jeho horní poloviny. Zdroj: Chandra.

Výřez filamentu

Výřez předchozího obrázku. Konec galaktického vlákna – filamentu s vyznačenými galaktickými kupami a pozorovanými směry jejich vzájemného pohybu. Barva odpovídá teplotě: chladný plyn je červenofialový, nejteplejší je zobrazen modře. Zdroj: Chandra.

Klip týdne: Dynamická struktura prolínání galaktických kup

MACS (mpg, 5 MB)

Dynamická struktura prolínání galaktických kup. Zobrazení je složeno ze snímků RTG observatoře Chandra a HST. Obří galaktická nadkupa MACS J0717.5+3745 obsahuje čtyři zřetelně oddělené kupy galaxií, které spějí ke vzájemnému prolnutí. Prozatím jde o první případ, který je zdokumentován v tak rozsáhlém měřítku. Snímky v RTG oblasti, pořízené observatoří Chandra, ukazují mezigalaktický horký plyn, zatímco jednotlivé galaxie jsou zobrazeny ve viditelném oboru dalekohledem HST. Barvy RTG obrazu odpovídají teplotě: chladný plyn je červenofialový, nejteplejší je zobrazen modře. Teplota mezi oběma extrémy je zobrazena v purpurových odstínech. MACS (mpg, 5 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage