Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 30 (vyšlo 20. srpna, ročník 8 (2010)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Temný proud

Ivan Havlíček

Ve velkých měřítkách je vesmír pln obřích struktur, jejichž stavebními kameny jsou samotné 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.. KupyGalaktická 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.
a nadkupy galaxií, které můžeme ve velkých vzdálenostech pozorovat, obsahují, kromě samotných galaxií pozorovatelných ve viditelném světle, také mezigalaktický plyn, jímž je vyplněn tmavý prostor mezi hvězdnými ostrovy. Mezigalaktického plynu může být v galaktických kupách až o dva řády více než svítící hmoty v galaxiích a tento plyn je natolik horký, že svítí hlavně v rentgenovém oboru.

Sunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru.

Comptonův rozptyl – rozptyl fotonů (zpravidla RTG nebo gama záření) na volných elektronech. Při tomto rozptylu se snižuje energie fotonů. V akrečních discích černých děr probíhá inverzní Comptonův rozptyl, při kterém se nízkoenergetické fotony rozptylují na elektronech s vysokou energií. Při tomto procesu fotony energii získávají a mění se na rentgenové nebo gama fotony.

Mezigalaktický plyn se koncentruje k jádru kupy, kde jsou obvykle usazeny nejhmotnější 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.. Jde o obří eliptické struktury, které na sebe nabalují drobnější satelity a dějem známým také jako galaktický kanibalizmus postupně rostou a mohutnějí. Postupem času, při vzájemném prolínání a ovlivňování jednotlivých galaxií v kupě, dochází k vytrhávání plynu, který galaxie obsahují, a tento plyn přispívá k plynné složce galaktické kupyGalaktická 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.
. Čím je tedy kupa starší, tím více obsahuje obřích eliptických členů poblíž svého jádra, narůstá množství a koncentrace mezigalaktického plynu, který je koncentrován k jádru kupy. Na velkých vzdálenostech je pak taková struktura pozorovatelná mnohem lépe prostřednictvím světla vyzařovaného mezigalaktickým plynem v rentgenovám oboru, než světla, jímž svítí jednotlivé galaxie. Emise mezigalaktického plynu je mnohem snadněji čitelná jako souhrnný údaj o poloze a pohybu soustavy, než složené informace obsažené ve světle jejích jednotlivých členů, které je nutno komplikovaně převádět na informace o pohybu těžiště soustavy.

Kupa ve Vlasech Bereniky

Kupa galaxií ve Vlasech Bereničiných zobrazená observatoří ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999.. Kupa čítá více než 1 000 velkých galaxií, jádro kupy je ve vzdálenosti 326 milionů světelných roků. Mezigalaktický plyn je zobrazený v nepravých barvách: nejvyšší koncentrace je v jádru kupy, v tmavěčervené barvě, klesá přes žlutou, zelenou a modrou k nejnižší koncentraci zobrazené fialovou barvou. Zdroj: NASA

Rašíd Sunjajev a Jakov Zeldovič se v šedesátých letech minulého století zabývali vývojem fluktuací v raném vesmíru. Předpověděli, že odezvy fluktuací později nalezených v reliktním zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). by měly odpovídat následným velkorozměrovým strukturám vesmíru, které pozorujeme na největších známých měřítkách stěn a vláken nadkup galaxií. Výsledek publikovali poprvé v roce 1970. Sunjajev se Zeldovičem objevili a popsali Sunjajevův-Zeldovičův jevSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru. (dále jen SZ jev), který je v současnosti hlavním nástrojem astronomie velkorozměrových struktur a kosmologie zabývající se popisem mladého vesmíru. Díky SZ jevu můžeme pozorovat kupy galaxií v takových vzdálenostech, kde světlo jednotlivých galaxií již není rozpoznatelné a z kupy jsme schopni detekovat jen světlo mezigalaktického plynu. SZ jev je tedy jediným prostředkem detekce nejvzdálenějších velkorozměrových struktur, pokud předpokládáme, že tyto struktury mají za stavební kameny kupy galaxií plné horkého plynu a pokud bereme za referenční pozadí reliktní záření.

Fluktuace reliktního záření

Detailní mapa mikrovlnného záření kosmického pozadí jako výsledek sedmiletého projektu WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010.. Světlo Galaxie je odstraněno a detaily fluktuací jsou na úrovni ±200 μK. Zdroj: NASA/WMAP

Prostřednictvím nových pozorování reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). observatoří WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. a dnes již i sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. se nabídla možnost provést nové mapování vzdálených velkorozměrových struktur. V roce 2008 byly publikovány první rámcové výsledky mapování vzdálených velkorozměrových struktur, které vycházely z tříletého snímkování sondou WMAP. Problém jednotlivých měření galaktických kup spočívá ve velké chybě, kterou je výsledek nutně zatížen. Pokud je ale shromážděno dostatečně velké množství kup, je výslednou chybu možno výrazně eliminovat. Pro účely projektu byl sestaven dosud nejrozsáhlejší katalog rentgenových zdrojů zkompilovaný z katalogů: REFLEX (ROSAT-ESO Flux Limited X-ray catalog, 2004) na jižní obloze, eBCS (extended Brightest Cluster Sample, 2000) pro severní oblohu a CIZA (Clusters in the Zone of Avoidance, 2007) pro oblasti poblíž galaktické roviny. Tyto katalogy byly statisticky nejúplnějšími katalogy rentgenových galaktických kup a takto zkombinovány pokryly celou oblohu. Výsledkem byl soubor 782 galaktických kup zářících v RTG oboru a rovnoměrně rozložených po celé obloze. Tento soubor byl kombinován s měřením mikrovlnného záření sondou WMAP s cílem stanovit pohybové a energetické charakteristiky jednotlivých kup pro vyvození jejich prostorového rozložení, popřípadě dalších vlastností. Velkým překvapením pak byl objev souvislého, asi 20° širokého proudu galaktických kup vzdalujících se od nás ve směru mezi souhvězdími Kentaura a Plachet. Vzdálenost, ve které byl pohyb proudu rozpoznatelný byla určena na alespoň 220 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). a rychlost proudu po odečtení vesmírného rozpínání je zde kolem 1 000 kms−1. Příčina takto rozsáhlého toku velkorozměrových struktur je evidentně za hranicí dostupnosti dnešní pozorovací techniky. Je možné, že tak rozsáhlý pohyb způsobují struktury z předinflační fáze vesmíru a jsou pro nás tedy skryty za horizontem viditelné části světa, ve kterém žijeme.

Temný tok

Proud galaktických kup objevený v roce 2008 ve směru mezi Kentaurem a Plachtami. Elipsa reprezentuje celooblohovou přehlídku WMAP. Jednotlivé galaktické kupy z RTG katalogu, které byly v projektu studovány, jsou zde zobrazeny jako bílé tečky. Šíře zobrazené výseče oblohy, v níž se nacházejí kupy unikající vysokou rychlostí od nás, je cca 20°. Zdroj: NASA/GSFC.

Nové výsledky téhož projektu byly publikovány v březnu 2010. Tentokrát byl již zcela cíleně sledován široký proud vzdalujících se galaktických kup. Katalog rentgenových zdrojů byl rozšířen na více než 1 000 objektů. Proud je popsán jako konzistentní se stálou rychlostí ve vzdálenosti kolem 800 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).. Měřitelný signál přitom začíná někde kolem 350 Mpc. V klasickém inflačním scénáři by se měl vesmír na vzdálenostech alespoň 100 Mpc již chovat velmi homogenním způsobem. Nejsou prozatím známy scénáře předpovídající tak rozsáhlé pohybové proudy. Souvztažnost s fluktuacemi reliktního záření je sice očekávaná, nicméně v jiném měřítku. Je však možné, že za hranicí nám pozorovatelsky dostupného vesmíru je struktura jiná, než jsme dosud předpokládali.

Temný tok

Výsledky měření temného proudu publikované v březnu 2010. Rychlosti vzdalování galaktických kup jsou škálovány dle vzdáleností, nejbližší jsou bleděmodré, nejvzdálenější červené. Oblast vzdalujícího se proudu galaktických kup mezi Kentaurem a Plachtami je evidentně různě rozsáhlá pro různé rychlosti – tedy vzdálenosti objektů. Naznačené barevné skvrny tak je možno interpretovat i jako prostorové rozložení jednotlivých rychlostních toků v různých vzdálenostech. Zdroj: NASA/GSFC

Přesnější měření jsou prozatím vzhledem k možnostem pozorovací techniky nemožná. Projekt se dostal na hranice svých možností z dosud dostupných dat. S novými výsledky očekávanými ze sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. bude však možné proměření této oblasti mnohem přesněji. Je možné, že i když nebudou dostupná další či přesnější data týkající se rentgenových zdrojů, bude možno díky podrobnější znalosti mikrovlnných fluktuací popsat strukturu temného proudu v mnohem detailnější podobě. Třeba se pak podaří dohlédnout nepřímo i za hranice dnes viděného vesmíru.

Animace týdne: Temný proud

Temný proud (avi/divx, 17 MB)

Temný proud. V animaci se podívejte na temný proud galaktických kup vzdalujících se od nás ve směru mezi Kentaurem a Plachtami. Oblast je rozsáhlá kolem 20° a v různých vzdálenostech reprezentovaných zde různými barvami jeví mírné odlišnosti v rozloze. Tyto odlišnosti lze číst také jako prostorové rozložení proudu. Ve videu jsou pro různě vzdálené zdroje vždy nabídnuty snímky reprezentující objekt – galaktickou kupu, která je reprezentantem typického objektu zde se nacházejícího. Zdroj tohoto grandiózního pohybu je prozatím neznámý a je očekáván za horizontem viditelné části vesmíru. Zdroj: NASA. (avi/divx, 17 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage