Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 43 (vyšlo 16. listopadu, ročník 10 (2012)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Kvazar, který je nejdál

Ivan Havlíček

Čím je něco dál, tím je to obtížněji pozorovatelné. A v astronomii je vzdálenost jednou z klíčových charakteristik všech pozorovaných objektů. Se vzdáleností ubývá světla, které k nám může od svítícího objektu doputovat. Úbytek světla je svázán s jeho potřebným rozprostřením do narůstající plochy povrchu koule, jejíž poloměr je přesně stejný, jako je vzdálenost objektu. Množství světla je tedy nepřímo úměrné čtverci vzdálenosti od jeho zdroje. Není to ale jediný důvod, proč se vzrůstající vzdáleností světlo svítících objektů slábne.

Nejvzdálenější kvazar ULAS J1120+0641 podle představy astronomického ilustrátora.
Zdroj: ESO

Kvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty.

Kosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit.

Extinkce – zeslabení světla vzdálených hvězd. Je způsobena pohlcováním světla mezihvězdnou látkou. V galaktické rovině v bezprostředním okolí Slunce jde o průměrné zeslabení o 1,9 mag/1 kpc. Mezihvězdná látka ale není v Galaxii rozmístěna rovnoměrně a na větších vzdálenostech může nabývat i velmi rozdílných hodnot. Velikost extinkce je zhruba nepřímo úměrná vlnové délce světla. Z velkých vzdáleností tedy lépe prochází mezihvězdným prostředím červené světlo a vzdálenější hvězdy se proto jeví červeně. Extinkce je způsobena rozptylem a pohlcováním fotonů na částicích prostředí. Z charakteristik extinkce lze tak přímo zjistit vlastnosti mezihvězdného prostředí, které nás dělí od zdroje světla.

Vesmírný prostor není úplně pustý a prázdný, a proto také není pro světlo úplně a beze ztrát průhledný. Mezi zářícími galaxiemi a jinými vesmírnými objekty, které jsou poměrně dobře zaznamenatelnými zdroji světla, je řídká látka, která jejich světlo pohlcuje a tím na velkých vzdálenostech způsobuje jeho další zeslabování. Úbytek světla způsobený jeho pohlcováním mezihvězdným nebo mezigalaktickým prostředím, označovaný také jako extinkceExtinkce – zeslabení světla vzdálených hvězd. Je způsobena pohlcováním světla mezihvězdnou látkou. V galaktické rovině v bezprostředním okolí Slunce jde o průměrné zeslabení o 1,9 mag/1 kpc. Mezihvězdná látka ale není v Galaxii rozmístěna rovnoměrně a na větších vzdálenostech může nabývat i velmi rozdílných hodnot. Velikost extinkce je zhruba nepřímo úměrná vlnové délce světla. Z velkých vzdáleností tedy lépe prochází mezihvězdným prostředím červené světlo a vzdálenější hvězdy se proto jeví červeně. Extinkce je způsobena rozptylem a pohlcováním fotonů na částicích prostředí. Z charakteristik extinkce lze tak přímo zjistit vlastnosti mezihvězdného prostředí, které nás dělí od zdroje světla., je také závislý na vzdálenosti, která nás dělí od zdroje, ale jedině díky extinkci se můžeme dozvědět mnohé o vlastnostech samotného pohlcujícího prostředí. Z velmi vzdálených zdrojů se tak můžeme dozvědět mnoho nejen o nich samotných, ale také o vlastnostech prostředí, které se nachází na cestě mezi zdrojem světla a námi. Třetí nezanedbatelnou změnou, která postihne světlo pocházející z velmi vzdálených zdrojů, je jeho dopplerovský posuvDopplerův 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. způsobený pohybem zdroje. Na velkých vzdálenostech je tento posuv vysvětlován vlastnostmi samotného vesmírného časoprostoru. Věříme, že rychlost vzdalování způsobená rozpínáním časoprostoru je neporovnatelně větší než jakákoliv rychlost vlastního pohybu zdroje vůči okolním srovnatelně vzdáleným strukturám. Jelikož se vesmír rozpíná a tímto rozpínáním se zvětšuje, vzdálené zdroje jsou rozpínajícím se časoprostorem unášeny tím rychleji od nás, čím jsou vzdálenější. Rychlost tohoto časoprostorového vzdalování se promítá do vlastností námi pozorovaného světla velmi vzdálených světelných zdrojů a je docela dobře měřitelná ve spektru. Světlo velmi vzdálených zdrojů tak pozorujeme v nižších energiích, než v jakých bylo vyzářeno. Projevuje se to prodlužováním vlnové délky pozorovaného světla, charakteristické spektrální čáry se přesouvají od fialových k červeným, a celému jevu se proto říká kosmologický červený posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit.. Pro velmi vzdálené světelné zdroje z toho vyplývá, že pokud je můžeme zaznamenat, musí být se vzrůstající vzdáleností čím dál tím jasnější a zářivější. Měli bychom je, se vzrůstající vzdáleností, hledat na delších vlnových délkách, jejich původně krátkovlnné nebo viditelné světlo může být posunuto do infračervené nebo i mikrovlnné oblasti spektra. Pro strukturované velké objekty, jako jsou 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., pak existuje určitá vzdálenost, ze které už nebudeme schopni jakoukoliv jejich strukturu rozeznat a takový zdroj se bude, pokud je dostatečně jasný, jevit jako bodový objekt podobný hvězdám.

Kvazar 3C 273

Jeden z nejbližších kvazarů 3C 273 v souhvězdí Panny leží ve vzdálenosti 2,44 miliardy světelných roků, přičemž dosahuje 12,9 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 díky tomu docela dobře pozorovatelný i amatérskými dalekohledy. Na snímku je centrální oblast kvazaru zaznamenaná pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu. Zdroj: HST

V šedesátých letech minulého století byly pozorovány první rádiové zdroje, jejichž optické protějšky byly podobné hvězdám až na to, že jejich spektrum jevilo výrazný červený posuv. Než se situace vyjasnila, byly první gravitačně čočkované obrazy takových objektů dokonce interpretovány jako objekty vzdalující se vzájemně nadsvětelnými rychlostmi. Pokud by červený posuv byl způsoben kosmologickým rozpínáním, muselo by jít o extrémně zářivé zdroje srovnatelné s galaxiemi. Byly nazvány Quasistellar Radio Sources, což znamená hvězdám podobné rádiové zdroje. Později bylo sousloví zkráceno na dnes užívané pojmenování quasar. V české transkripci kvazary jsou nejspíše aktivní galaktická jádraAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., která vyzařují díky dějům probíhajícím v bezprostředním okolí centrálních galaktických černých veleděr s hmotnostmi srovnatelnými až s několika miliardami či desítkami miliard Sluncí.

Sloanova digitální přehlídka oblohy (SDSS – Sloan Digital Sky Survey) je dnes nejdůležitějším přehlídkovým projektem. Zobrazena je zde prostorová struktura napozorovaných objektů. Mléčná dráha – místo pozorovatele – je uprostřed. Galaxie jsou zobrazeny v centru vykreslené oblasti modře a bíle, kvazary jsou zobrazeny po rozšíření zobrazené oblasti červeně. Animace končí horizontem reliktního mikrovlnného záření. Optika hlavního dalekohledu SDSS je navržena pro viditelné pozorovací okno s přesahem do infračervené oblasti: 350÷930 nm. Přehlídka SDSS neustále systematicky mapuje jednu čtvrtinu nebe, měří polohu a jasnost více než 100 miliónů objektů na obloze. Také určuje vzdálenost více než 930 000 nejbližších galaxií v prostorovém objemu tisíckrát větším, než jsme znali před započetím projektu. SDSS zaznamenává vzdálenosti 120 000 kvazarů. Přehlídka probíhá od roku 2000 (SDSS-I, 2000-2005; SDSS-II, 2005-2008). Pokračování projektu probíhá od července 2008 s označením SDSS-III a je prozatím rozvrženo až do roku 2014. Zdroj: NASA GSFC.

Kvazarů je dnes známo více než 200 000, jejich červený posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. se pohybuje v intervalu 0,056 až 7,085. Co se týče jejich vzdálenosti, nejvíce je jich zaznamenáno a popsáno, zejména díky přehlídkovému projektu SDSSSDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m. (cca 120 000 kvazarůKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty.), mezi 600 miliony a téměř 3 miliardami světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.. Spodní hranice je dána schopností pozorovat bližší objekty v náznacích jejich struktury, nejsou proto zařazovány do kategorie hvězdám podobných objektů. Současně v blízkém okolí pozorujeme nejstarší hvězdné struktury. Oproti tomu aktivní galaktická jádraAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. očekáváme uvnitř mladších struktur a předpokládáme, že čím mladší galaktická soustava je, tím by mohla být aktivnější její centrální oblast. Vzdálenější hranici pak určuje neprostupnost mezigalaktického prostředí pro možnost celooblohového sledování vesmírných objektů. Ze vzdálenějších oblastí k nám proniká světlo jen skrze hustou strukturu blízkého a zastiňujícího prostředí, které již do vzdálenosti kolem dvou miliard světelných roků vytváří velmi souvislou a nepropustnou vrstvu omezující pozorování vzdálenějších objektů. Extrémně svítivé zdroje, které pozorujeme ve větších vzdálenostech, můžeme uvidět jen úzkými výseky, průhlednými komíny, které nejsou zastíněny blízkými galaktickými strukturami. Uvidíme jich proto mnohem méně, než těch blízkých, i kdybychom předpokládali rovnoměrné rozmístění galaxií po celém představitelném vesmírném časoprostoru.

Protože se při pohledu do vzrůstajících vzdáleností díváme na mladší a mladší struktury, sledujeme tak kvazaryKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. v jejich dřívějších vývojových fázích. Současně lze při pohledu do vzdálené minulosti celou situaci interpretovat také tak, že se vlastně díváme do mnohem menšího vesmíru, než je ten náš současný a dnes zrychleně se rozpínající časoprostor. Pokud dřívější a mladší vesmír obsahoval stejné množství látky jako ten dnešní, měl by být ve svých raných fázích vyplněn látkou hustěji. Okolní mezigalaktické prostředí, kterým k nám proniká světlo extrémně vzdálených objektů, by mělo být díky extinkciExtinkce – zeslabení světla vzdálených hvězd. Je způsobena pohlcováním světla mezihvězdnou látkou. V galaktické rovině v bezprostředním okolí Slunce jde o průměrné zeslabení o 1,9 mag/1 kpc. Mezihvězdná látka ale není v Galaxii rozmístěna rovnoměrně a na větších vzdálenostech může nabývat i velmi rozdílných hodnot. Velikost extinkce je zhruba nepřímo úměrná vlnové délce světla. Z velkých vzdáleností tedy lépe prochází mezihvězdným prostředím červené světlo a vzdálenější hvězdy se proto jeví červeně. Extinkce je způsobena rozptylem a pohlcováním fotonů na částicích prostředí. Z charakteristik extinkce lze tak přímo zjistit vlastnosti mezihvězdného prostředí, které nás dělí od zdroje světla. v tomto světle zapsáno mnohem čitelněji než řídké prostředí současného starého vesmíru v naší blízkosti. Pokud se tedy objeví kvazar ve velké vzdálenosti, je účelné z jeho svitu vydobýt nejen obraz jeho vlastní struktury, ale také charakteristiku prostředí v jeho bezprostřední blízkosti.

 ULAS J1120+0641

Kvazar ULAS J1120+0641 s červeným posuvem z = 7,085, který je kandidátem na nejvzdálenější aktivní galaktické jádro v nám známém vesmíru. Kvazar je červená tečička uprostřed. Snímek ESO.

Tým evropských astronomů objevil pomocí dalekohledu VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. nejvzdálenější dosud známý kvazarKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty.. Objekt byl pojmenován ULAS J1120+0641, jeho červený posuv činí z = 7,085, což lze interpretovat jako časové umístění do doby, kdy byl vesmír starý jen 770 milionů roků. Díváme se tak na světlo, které bylo vyzářeno před 12,9 miliardami roků. Svítivost kvazaru odpovídá 6,3×1013 LS, což je zhruba o dva řády víc než svítivost naší Galaxie. Uvnitř kvazaru je usazená černá galaktická veledíra s hmotností odpovídající dvěma miliardám Sluncí. V porovnání s jinými nejvzdálenějšími objekty, které byly dosud pozorovány, jde o výjimečný kousek, který by mohl doplnit galerii dalekého astrofyzikálního zvěřince. Nejvzdálenější dosud pozorovanou galaxií je dosud objekt UDFy-38135539 s červeným posuvem z = 8,6, což by odpovídalo stáří vesmíru 600 milionů roků. Nejvzdálenější dosud pozorovaný gama záblesk GRB 090423 byl zaznamenán 23. dubna 2009 se z = 8,2, což je časově zařaditelné zhruba stejně. Tyto události nebo objekty se v prostoročase nacházejí zhruba v období, kdy byl vesmír velký jen dvacetinu své dnešní velikosti. Pozorovaný kvazar ULAS J1120+0641 vyzařuje několikasetnásobně více než pozorovaná nejvzdálenější galaxie. Bude proto možné studovat podrobněji také okolní látku, skrze níž se k nám světlo vyzařované kvazarem prodírá. V době, kdy bylo vyzářeno, byl vesmír vyplněn opětovně ionizovanou látkou (původně ionizované prostředí se po velkém třesku stalo dočasně neutrálním plynem), která dosud nebyla nakupena do galaktických struktur, jak je známe z pozdější doby.

Galaxie vznikající při reionizaci vesmíru

Galaxie vznikající v období reionizace vesmíru někdy v první miliardě roků jeho stáří.
Počítačová simulace. Zdroj: ESO

Předpokládáme, že většina látky by v této době měla být ještě stále poměrně rovnoměrně rozprostřena v časoprostoru a že reionizace do chladnějších neutrálních velkostruktur ještě stále neskončila. Tato reionizace mohla, dle dnešních předpokladů, probíhat zhruba do období 800 milionů roků po ukončení velkého třesku. Vesmírné prostředí mělo tedy vlastnosti v mnohém velmi odlišné než všechno, co dnes umíme pozorovat v blízkých vzdálenostech. Vše pozorovatelné zde je totiž mnohem starší a veškeré pozdější struktury již za sebou mají vývoj, v jehož průběhu se postupně přetvořily do celkově neutrálního stavu. V době, kdy byl vesmír stár jen 600 milionů roků, tedy pozorujeme objekty, které jsou velmi pravděpodobně ve fázi, kdy je reionizace vesmíru v plném proudu. Obdobných objektů by dle autorů projektu mohlo být současnou technikou napozorováno nanejvýš kolem stovky. Podrobným studiem těchto extrémně vzdálených objektů bude možné přímo ověřit, do jaké míry se naše dosavadní představy o počátcích vesmíru shodují se skutečností.

Nejvzdálenější kvazar pozorovaný v době, kdy právě ve vesmíru starém něco kolem 600 milionů roků probíhá reionizace vesmírné látky a vytvářejí se první obří struktury. Vesmír je velký jen asi dvacetinu své dnešní velikosti a první obří aktivní galaktická jádra jsou několikasetnásobně svítivější než celé dnešní velké galaxie. Zdroj: ESO.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage