Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 19 (vyšlo 17. května, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Hvězdní rychlíci a čínský dalekohled LAMOST

Ivan Havlíček

Galaxie jsou hvězdné ostrovy tvořené řádově stovkami miliard hvězd. Dále je zde mnoho prachu a plynu, které vyplňují prostor mezi hvězdami. Tohle vše je vzájemně gravitačně svázáno, a jelikož se hvězdy vůči sobě pohybují, lze z jejich pohybu odvodit i míru jejich vzájemné přitažlivosti. Spolu s 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. tvoří galaxie uzavřený svět, kde vše kolotá vůči sobě a přitom vše drží vzájemnou přitažlivostí pohromadě.

Umělecká představa galaxie

Hyperrychlá hvězda vystřelená do mezigalaktického prostoru z jádra galaxie.
Ilustrace vzešlá z fantazie malířovy. Zdroj: Harvard.

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.

AGN – 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.

Hillsův mechanizmus

Samotné jednotlivé hvězdy jsou vůči veškeré ostatní látce hmotnostně zanedbatelné, proto většina z nich způsobně obíhá kolem těžiště celé soustavy. Galaxie si tak dlouhodobě udržují poměrně stálý tvar. Ne všechny hvězdy ale ukázněně krouží v uzavřených drahách kolem galaktického jádra. Jsou známy případy, kdy hvězdy létají výrazně vyšší rychlostí, než jaká by odpovídala podle Keplerových zákonů jejich vzdálenosti od galaktického jádra. Jeden z mechanizmů, jakým by mohla hvězda nabýt extrémně vysoké rychlosti, navrhl Jack G. Hills v roce 1988.

Gravitačně vázaná dvojhvězda se dostane do blízkosti centrální galaktické černé díryČerná 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., jedna složka je černou dírou pohlcena a druhá vystřelena extrémní rychlostí z jejího dosahu. Hills vypočítal, dle tehdy známých vlastností plynu v blízkosti galaktického jádra, rychlosti takto vystřelených hvězd. Vycházel z předpokládané hmotnosti galaktické černé díry MBH = 106 MS. Klíčovou je vzdálenost, ve které se podaří těsné dvojhvězdě kolem galaktické černé díry prolétnout. Čím je přiblížení větší, tím může hvězda, která průlet přežije a je vystřelena pryč, nabývat vyšší rychlosti. V případě průletu ve vzdálenosti 0,01 auAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. je následná rychlost unikající hvězdy od galaktické černé díry až 4 000 kms–1. Pro průlet dvojhvězdy ve vzdálenosti desetkráte větší dovozoval rychlost vystřelené hvězdy „jen“ 1 400 kms–1. Hills spekuloval, že dojde-li k takové události jednou za tisíc až deset tisíc roků, měli bychom dnes nalézt od galaktického jádra 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. do vzdálenosti Sluneční soustavy několik stovek až tisíců takto nezvykle rychlých hvězd. Jelikož každá galaxie čítá stovky miliard hvězd, bude objev hyperrychlíka vždy spíše malým zázrakem.

Tyto hvězdy nazval hyperrychlými (Hyper-Velocity StarsHVSs) a dnes je známo takových objektů přes dvě desítky. Hyperrychlé hvězdy jsou hvězdy, jejichž vlastní pohyb je tak velký, že převyšuje únikovou rychlost potřebnou k opuštění galaxie. Jelikož je ale každá galaxie obrovským objektem i v porovnání s těmito rychlíky, měli bychom je nacházet zejména v galaktickém haló. Veškerá aktivní galaktická jádra by měla produkovat hyperrychlíky, kteří jsou vystřelováni do temnoty mezigalaktického prostoru, v němž jejich svit uhasne dříve, než by mohli dolétnout k sousedním hvězdným ostrovům. Mezigalaktické vzdálenosti jsou přeci jen extrémně velké v porovnání s cestovní rychlostí několika tisíců kilometrů za sekundu a délkou hvězdného života.

Vznik hyperrychlé hvězdy

Vícenásobný systém tvořený trojicí hvězd (1) se poblíž centra galaxie vlivem slapových silSlapová síla – rozdíl gravitačních sil působících na různé části tělesa. Například Země působí na naše nohy větší gravitační silou než na hlavu, rozdíl je ale zanedbatelný. Slapové síly Měsíce působící na Zemi jsou příčinou přílivu a odlivu a také příčinou výměny momentu hybnosti mezi Měsícem a Zemí, která vede k postupnému vzdalování Měsíce. Obdobná slapová vazba existuje mezi Zemí a Sluncem a je pravděpodobně hlavní příčinou současného vzdalování Země od Slunce. Ve větších měřítkách působí slapové síly například při prolínání dvou galaxií. rozpadá. Jedna hvězda je stržena černou dírou (2) a zbylá dvojice opouští galaxii (3). Dvojhvězda se ale následným hvězdným vývojem obou složek – splynutím – proměňuje v modrého zpozdilce (4) a tento zářivý modrý obr putuje vstříc prázdnotě mezigalaktického prostoru (5). Zdroj: NASA.

Pátrání po hyperrychlých hvězdách

Po hyperrychlých hvězdách je možno pátrat jedině největšími astronomickými přístroji. Podle Hillsovy teorie by hyperrychlá hvězda měla být výsledkem ojedinělé události. Bude možno ji tedy nalézt jen prostřednictvím velmi citlivého dalekohledu schopného rozlišit velmi slabé objekty, jakým samotná hvězda skrývající se mezi jinými hvězdami je. Takový dalekohled musí nejen umět hvězdu rozlišit jako samostatný objekt, ale musí být schopen také změřit její rychlost. A jelikož není dopředu jasné, které objekty odpovídají požadovaným vlastnostem, je nejslibnější metodou celooblohové snímkování s velmi vysokým rozlišením, které lze pro zjištění vlastních pohybů hvězd současně i mnohokrát opakovat. Pro vyhledávání hyperrychlých hvězd se tedy nabízejí astrometrické přehlídkové projekty, jakými byl Hipparcos nebo jakým je nedávno vyletivší Gaia (viz AB 2/2013), popřípadě neustálým opakováním se zpřesňující přehlídky prováděné velkými pozemními kamerami typu SDSS.

Ideálním přístrojem pro takový úkol se do budoucna jeví největší čínský optický dalekohled Guo Shoujing známý také jako LAMOST. Dalekohled je pojmenován po čínském hvězdáři žijícím ve 13. století, je součástí komplexu hvězdáren Xinglong v provincii Hebei a je provozován Čínskou národní observatoří v Pekingu. Optická soustava je tvořena jen dvěma velkými zrcadly – opticky jde o Schmidtův systémSchmidtův dalekohled – dalekohled s primárním kulovým zrcadlem, v jehož ohnisku je detektor (CCD, fotografická deska) a před zrcadlem je v jeho středu křivosti korekční deska (čočka). Systém navrhl estonsko-švédský optik Bernhardt Schmidt v roce 1930. s rovným obrazovým polem – tvořícími současně obří coelostatCoelostat – optická sestava povětšinou nejméně dvou rovinných zrcadel, která směřují obraz pozorovaného objektu do optické osy nepohyblivého dalekohledu. První - většinou i plošně větší - zrcadlo je nastavitelné v deklinaci a směřuje obraz pozorovaného objektu na druhé zrcadlo. Druhé rovinné zrcadlo pak odráží obraz přímo do objektivu. Obě zrcadla však musí být svým rozměrem větší než průměr použitého objektivu. Ve starších přístrojích řízených mechanicky bývala optická osa vycházejících paprsků shodná s osou rotace Země. V novějších konstrukcích je používána již altazimutální montáž řízená digitálně - optická osa může být svislá i při použití jen dvou zrcadel. Obraz v ohniskové rovině pak již jen rotuje kolem středu a to jedenkrát za den.. Primární zrcadlo snímá oblohu a směřuje odražený světelný paprsek souběžně s polární osou na sekundární zrcadlo, odkud jde světlo již přímo přes ohniskovou rovinu do detektorů. Označení LAMOST je akronymem názvu The Large Sky Area Multi–Object Fiber Spectroscopic Telescope, což napovídá, že hlavním cílem projektu je pořizování spekter nebeských objektů. LAMOST je největším spektrografem na světě, byl uveden do provozu dne 28. října 2012 a prvním pilotním projektem nejbližších pěti let je pořízení spekter deseti milionů galaktických hvězd a milionů galaxií.

Dalekohled Guo Shoujing při otevíracím ceremoniálu

Dalekohled Guo Shoujing při otevíracím ceremoniálu. Primární zrcadlo je skryto v nízkém válci zakončeném kopulí. Při sledování oblohy se kopule rozdělí na dvě poloviny a každá půle odjede na bok nad sloupoví. Sekundární zrcadlo a vstup do ohniskové roviny jsou skryty pod šikmým štítem vlevo. Samotné spektrografy jsou umístěny v prostředním pilíři. Pro porovnání velikosti pózuje před nafukovací červenou slavobránou ministr čínského zemědělství. Zdroj: LAMOST.

LAMOST

Vnitřní uspořádání optického systému přístroje LAMOST. Primární zrcadlo je korekční plochou ke sférickému sekundárnímu zrcadlu. Spolu tvoří optickou soustavu s ohniskovou vzdáleností 20 m. Primární korekční plocha MA je složena z 24 šestiúhelníkových segmentů velikosti strany 55 cm. Celková velikost této plochy je 5,72 m × 4,4 m a odpovídá sběrné kruhové ploše o průměru 4,9 m. Kulové sekundární zrcadlo MB je složeno ze stejně velkých šestiúhelníkových zrcadel, kterých je ale v tomto případě 37. Velikost této sestavy je 6,67 m × 6,05 m, a to odpovídá kruhové ploše o průměru 6,1 m. Obě hlavní zrcadla jsou uložena na aktuátorech, motorech aktivní optiky, které odstraňují deformace v průběhu pozorování. Zorné pole sestavy v ohniskové rovině činí 5°.  Zdroj: VEGA.

LAMOST

Vstupní plocha v ohniskové rovině. Vstupní plochu tvoří celkem 4 000 vstupů do optických světlovodů, jejichž svazky jsou následně seskupeny po 250 a svedeny do 16 jednotlivých spektrografických kamer. Každý vstup do optického vlákna je v ohniskové rovině ovládán dvěma krokovými motory, tedy celkem je zde pro „zacílení“ na měřené zdroje světla použito 8 000 krokových motorů. Spektrální rozsah detektorů je 370÷900 nm, spektrální rozlišení činí 0,25 nm. Citlivost v jasnosti snímaných zdrojů, z nichž je možno pořídit spektrum, je prozatím 20,5 magnitudy, což je výrazně více než je očekáváno od projektu astrometrické observatoře Gaia, jejíž mezní nejslabší objekt musí mít jasnost alespoň 17. magnitudy. Zdroj: LAMOST.

Článkem publikovaným v únoru 2014 byl oznámen objev první hyperrychlé hvězdy dalekohledem Guo Shoujing. Hvězda byla označena LAMOST – HVS1. Jde o hvězdu spektrální třídySpektrální 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. B, její heliocentrická radiální rychlost činí 620 kms–1, z čehož galaktocentrická složka rychlosti činí 477 kms–1. Vzdálenost hvězdy od Slunce byla změřena na 13 kpcParsek – 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 při jasnosti 13. 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). to je nejbližší jasná hyperrychlá hvězda. Hmotnost rychlé hvězdy je devítinásobkem hmotnosti sluneční, což z ní činí třetí nejhmotnější objekt tohoto typu. Hvězda se pohybuje spolu s dalšími ve skupině. Nejpravděpodobnější je tedy skutečně společný původ tohoto děje v centrální oblasti Mléčné dráhy, jak předpověděl J. G. Hills.

HVS Brown

Známé, tedy prokazatelně hyperrychle se pohybující hvězdy a pravděpodobní kandidáti na tento titul. Červeným křížkem je označena hvězda objevená čínským dalekohledem Guo Shoujing – LAMOST. Čárkované linie odpovídají interpretacím uvedených autorů pozorování, na svislé ose je galaktocentrická rychlost, na vodorovné pak galaktocentrická vzdálenost. Zdroj: ArXiv.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage