Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 35 – vyšlo 10. listopadu, ročník 11 (2013)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Rádiový pohled na okraj černé díry v galaxii NGC 1097

Ivan Havlíček

Galaxie jsou obří hvězdné ostrovy čítající stovky miliard hvězd. V galaxiích však nejsou jen hvězdy, které jsou svým svitem nejnápadnější, ale také mezihvězdná látka. Toto mezihvězdné prostředí se prozrazuje zejména pohlcováním světla. Vyjma hvězd je v galaxiích možno nalézat plynná a prachová oblaka, nejrůznější záření a magnetická pole. Většina látky je shromážděna v galaktických discích, jen malá část mnohem řidšího plynu je rozptýlena mimo disk.

Umělecká vize černé díry v centri galaxie

Umělecká vize černé díry v centru galaxie. Zdroj: ESA/NASA.

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.

Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.

Teploty a koncentrace plynu mezihvězdného prostředí odpovídají tomu, čemu bychom 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. Mohorovičiæovým 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. říkali velmi dobré vakuum. Běžná koncentrace na Zemi odpovídá zhruba množství částic 3×10¹⁹ cm⁻³, při normálním atmosférickém tlaku 100 kPa a teplotě 273,15 K. Teplota galaktického plynu se ale pohybuje v rozmezí T ~ 10÷10⁶ K, koncentrace částic n ~ 10⁻³÷10⁶ cm⁻³. Jen nepatrná část plynu je zde ionizována vlivem svitu blízkých hvězd. Většinu mezihvězdné látky proto tvoří chladný molekulární plyn. Molekulární plyn je rozhodující složkou při formování a vývoji galaxií. Hmotnost obřích molekulárních plynných oblaků se pohybuje od 10⁴ M_S do 6×10⁶ M_S, v prostoru se jedná o velikosti 10÷100 pcParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).. V takových gigantických molekulárních oblacích mohou spouštět tvorbu mladých a tedy nejzářivějších hvězd právě husté oblasti bohaté na velké molekuly, přičemž zde jde o velmi nehomogenní prostředí. Molekulární oblaka jsou bohatě strukturovaná, je v nich mnoho nahuštěnin a současně řidších oblastí, jejich struktura je podobná bublinám nebo spletité houbě. Nově vznikající hvězdy jsou pozorovány výhradně jen v chladných molekulárních oblacích. Mladé hvězdy jsou nejsvítivějšími objekty v galaxii, mají tedy na svítivosti galaxie největší podíl. Současně ale hustá mezihvězdná látka, jíž molekulární oblaka jsou, velkou část záření hvězd pohlcuje. Hvězdný vítr okolních hvězd přitom ovlivňuje chemické složení a dynamiku molekulárních oblaků a v důsledku tedy i vývoj celé galaxie. V molekulárních oblacích bylo dosud objeveno více než 220 různých látek.

Byly zde nalezeny uhlíkaté řetězce až se 13 atomy a s molekulární hmotností 159, nebo dokonce sedmdesátiuhlíkové fullerenyFullereny – sférické struktury tvořené atomy uhlíku, rozměr této obří molekuly je kolem 0,7 nm. Nejdůležitější z fullerenů jsou C₆₀, C₅₀ a C₇₀ obsahujících 60, 50 a 70 atomů uhlíku. Fullereny za normálních podmínek sublimují při teplotách nad 500 °C. Fullereny jsou pojmenovány po americkém architektu Buckminsterovi Fullerovi, který stavěl kopule podobného tvaru. Za objev fullerenů získali Nobelovu cenu za chemii v roce 1996 Robert Curl, Harold Kroto a Richard Smalley. s atomovou hmotností 840. Primárním průzkumem se v oblasti mezihvězdných molekulárních oblaků staly celooblohové CO přehlídky. Kysličník uhelnatý CO lze velmi dobře detekovat na milimetrových vlnách a k této detekci je možno použít i velkých optických teleskopů. V dnešní době jsou pro taková mapování využívány spíše velké radioteleskopické sítě jako např. 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. nebo SMA (Submillimeter Array). Oblaka molekulárního CO objevili poprvé ve Velké mlhovině v Orionu pánové Robert Wilson, Keith Jefferts a Arno Penzias v roce 1970 na vlně 2,6 mm. Spolu s přehlídkami molekulárního vodíku H₂ jsou dnes CO přehlídky základní radioastronomickou metodou v mapování mezihvězdného galaktického prostředí.

Studium chladného galaktického plynu určitě nabídne odpovědi na otázky týkající se galaktického vývoje. Stále není jasné, zda a jaká je souvislost mezi strukturou galaktického plynu a typy jednotlivých galaxií a jak se plyn podílí na dějích uvnitř a v okolí aktivních galaktických jaderAGN – 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.. Chceme-li detailně studovat strukturu a vlastnosti galaktického plynu v souvislosti s galaktickým jádremGalaktické 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., bude nutné pozorovat centrální oblast galaxie v co možná největším rozlišení. Výhodné proto bude prohlížení takových galaxií, které jsou poměrně blízko a které jsou k nám natočeny tak, že jejich okrajové části nezakrývají centrální oblast. V případě galaxie, na kterou pohlížíme v její galaktické rovině a u níž je obtížné odlišit děje probíhající v centrální výduti od jiných, které se mohou do stejného místa jen promítat, ale odehrávají se v hustých spirálních ramenech nebo v příčce, je detailní průzkum centrální oblasti dnes téměř nemyslitelný. Ale ani v případě, kdy se na studovanou galaxii díváme téměř kolmo k rovině disku, není vyhráno. V centrální oblasti je i při pohledu „shora“ stále ještě dostatek stínícího plynu a prachu, který pohlcuje záření přicházející přímo z toru kolem galaktické černé díry. Navíc je pravděpodobné, že čím větší černá díra je, tím více materiálu ji obklopuje, tedy tím obtížnější bude pozorování jejího bezprostředního okolí. Studium tohoto prostředí na milimetrových a submilimetrových vlnách se proto jeví jako ideální metoda, jelikož tyto vlny hustým prostředím prachoplynných oblaků procházejí bez výraznější 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..

Galaxie NGC 1097 je vzdálená 50 milionů světelných roků a promítá se do souhvězdí Pece. Galaxie je téměř učebnicovým příkladem spirálové galaxie s příčkou a obří černou dírou v jádru. Aktivní jádro ji řadí mezi Seyfertovy galaxie. Galaktická černá díra má hmotnost 100 milionů Sluncí. Kolem černé díry je patrný jako nejzářivější žlutooranžový prstenec mezihvězdné látky, v němž prosvítají nové mladé hvězdy. Ve spirálních ramenech svítí prach rozehřátý světlem mladých hvězd. Staré hvězdy jsou zbarveny modře, stejně jako menší satelitní galaxie vzdálená 42 000 světelných roků od jádra. Snímek je pořízen v mikrovlnné oblasti (3,6 μm – modrá; 4,5 μm – zelená; 8,0 μm – červená) infračervenou 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. . Zdroj: SST.

Centrální oblast galaxie NGC 1097 s modrobílým prstencem nových mladých hvězd
a aktivním jádrem. Snímek je pořízen HST. Zdroj: Wikipedia.

Multimolekulární pohled na jádro NGC 1097 pomocí radioteleskopické sítě ALMA. Hvězdný prstenec obklopující galaktickou černou díru ve světle odpovídajícím spektrálním liniím rozdílných látek. Zřetelně je útvar patrný ve světle formylového radikálu HCO⁺, kyanovodíku HCN, acetylénového radikálu C₂H a sirníku uhelnatého CS. Náznaky prstence lze rozlišit také ve světle kyseliny isokyanaté HNCO.
Zdroj: ALMA.

Detailní pohled na emisi z bezprostředního okolí černé díry. Je zde prokázána přítomnost všech sledovaných látek: formylový radikál HCO⁺, kyanovodík HCN, kyselina isokyanatá HNCO, acetylénový radikál C₂H, kyanovodík H¹³CN, kysličník křemičitý SiO, sirník uhelnatý CS a kyanoacetylén HC₃N. Zdroj: ALMA.

Nová metoda detailního zkoumání centrálních oblastí spirálních galaxií je založena na studiu molekulárních čar v milimetrové a submilimetrové oblasti. Jelikož k vyzařování z aktivních galaktických jaderAGN – 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. u blízkých objektů dochází na submilimetrových vlnách, se zvyšující se vzdáleností se, díky rozpínání vesmíru, posunuje signál do milimetrové oblasti. Právě pro toto rádiové pásmo je 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. navržena a pracuje v něm nejpřesněji. Rádiový průzkum založený na spektrální analýze složitých molekul by tedy měl být užitečný a úspěšný pro objekty nalézající se až do vzdálenosti 10 miliard světelných roků. V případě galaxie NGC 1097 jde prozatím jen o ověřování možností. Byl vybrán blízký objekt, jehož studium je možné porovnávat i s jinými měřeními. Na základě dosažených výsledků je v současnosti jisté, že i u velmi vzdálených galaxií bude možno přesněji určit podmínky a vlastnosti prostředí, jako je teplota, hustota a chemické složení, díky velmi přesné rádiové spektrální analýze. Analýza jádra galaxie NGC 1097 prokázala velmi vysoké teploty – několik stovek stupňů, neočekávaně velkou hustotu – od tisíce až do milionu molekul vodíku na krychlový centimetr a také neustálé vznikání kyanovodíku. Vše výše uvedené je přičítáno centrální černé díře, detailní modely, které by očekávanou příčinnost prokázaly, bude nutno ale ještě dopracovat. Je však jisté, že ALMA je v současné době nejpřesnějším astronomickým přístrojem, který bude v budoucnu klíčový pro popis vesmírné chemie a detailní poznávání galaktických struktur.

Umělecká vize výtrysku z galaktické černé díry, který vniká do okolního plynu a prachu a jedovatý kyanovodík zde kolotá. Přítomnost složitých molekul není prozatím příčinně prokázána v souvislosti s děním okolo černé díry. Je však pravděpodobné, že energie dodávaná okolím černé díry je důležitou podmínkou existence komplikovaných chemikálií v jejím bezprostředním okolí. Zdroj: PhysOrg.

Odkazy