Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 39 (vyšlo 28. listopadu, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Turbulence v galaktických kupách

Ivan Havlíček

Kupy galaxiíKupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí.
jsou nejrozsáhlejšími objekty ve vesmíru, které jsou gravitačněGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají. udržovány pohromadě. Souběžně 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 největší podíl jejich hmotnosti horký mimogalaktický plyn. Plyn mezi galaxiemiGalaxie – 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. tvoří většinu baryonové látkyBaryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru. galaktických kup. Jde o prostředí s teplotou kolem desítek až stovek milionů kelvinů. Postupné chladnutí horkého mezigalaktického plynu, pozorované jako vyzařování energie převážně v rentgenovém oboru, by mělo vést k překotné tvorbě hvězd v jednotlivých galaxiích. Tento jev se však v odpovídajícím měřítku pozorovat nedaří. Hvězd v okolních galaxiích vzniká mnohem méně, než kolik by odpovídalo souhrnné energii vyzařované mezigalaktickým prostředím. Plyn energii evidentně vyzařuje, měl by tedy postupně chladnout. Pokud ale jeho chladnutím nevznikají v odpovídajícím měřítku nové hvězdy, buď celý děj probíhá jinak, nebo plyn vyzařovanou energii opět přijímá odněkud nám neznámým mechanizmem, který jsme dosud neobjevili, a v celkové bilanci nechladne. Jde o dlouho diskutovaný rozpor teorie s pozorováním, který dosud neměl uspokojivé řešení. Nedávné výsledky rentgenové observatoře 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″. nabízejí spojitost mezi turbulencemi, tepelnou bilancí plynu a možnou tvorbou hvězd v systému galaktické kupy. Ve dvou galaktických kupách v Perseovi a v Panně jsou velkorozměrové turbulence horkého mezigalaktického plynu pozorovány. Jde o poměrně blízké galaktické soustavy, a je možné je proto sledovat v dostačujících podrobnostech. Kupa v Panně je vzdálená 50 milionů světelných roků, světlo z kupy v Perseovi k nám cestuje pětkrát déle. 

Struktury mezigalaktického plynu

Struktury mezigalaktického plynu v kupě v Perseovi (vlevo) a turbulentní proudění a struktury mezigalaktického plynu v kupě galaxií v souhvězdí Panny (vpravo) na snímcích z rentgenové observatoře Chandra. Zdroj: Chandra.

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.

Kupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí.

Chandra – 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″.

V centru obou kup jsou usazeny obří galaxie. V jádru každé z nich se nalézá černá galaktická veledíra. Veledíry největších galaxií v jádru kupy v Panně mají hmotnosti od stovek milionů až po miliardy Sluncí. Hmotnost veledíry v jádru tamní největší galaxie M 87 se odhaduje na 3 miliardy Sluncí. Z bezprostředního okolí černých veleděr prýští do prostoru vysoce energetický černoděrný vítr. Tento proud záření a látky je orientován do dvou protilehlých směrů rotací akrečního disku veledíry a dosahuje daleko za hranice centrálních galaxií. Proud kavituje do mimogalaktického plynu. Vznikají zde obří dutiny, do nichž prýští energie odnášená z okolí galaktických veleděr. Vnější mimogalaktický plyn tuto energii přejímá, ohřívá se, a ve stěnách dutin vznikají hustotní nerovnoměrnosti, tlakové vlny, chaotické pohyby a turbulentní proudění. Tento mechanizmus dokáže udržet mezigalaktický plyn horký po miliardy roků.

Rádiový snímek centra M 87Rentgenový snímek centra M 87Kompozitní snímek centra M 87

Rádiový (vlevo) a rentgenový (uprostřed) snímek okolí galaktické černé veledíry v galaxii M 87. V rádiovém oboru září chladné nízkoenergetické subatomární částice. Zřetelný je tok látky vyvrhovaný do dvou směrů a u proudu směřujícím na snímku vzhůru je evidentní čelo rázové vlny včetně zpětně se pohybujících vírových proudů. Snímek byl pořízen rádiovou sítí VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980. na vlně 90 cm. V rentgenovém oboru září horký plyn, který stykem s okolním prostředím chladne. Výrony plynu kopírují výtrysky chladnější látky, přičemž ji současně ohřívají. Na rentgenovém snímku je navíc zřetelná sférická rázová vlna pocházející nejspíše z dávné sféricky symetrické exploze. Dnes se tato vlna šíří prostorem jako zvětšující se bublina. Poslední snímek vznikl složením obou záznamů. Velikost celé zobrazené oblasti napříč činí zhruba 50 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).. Zdroj: Chandra.

Pohled do centra oblasti ke zdroji výtrysků v okolí černé veledíry v galaxii M87

Pohled do centra oblasti ke zdroji výtrysků v okolí černé veledíry v galaxii M 87. Horní dva snímky jsou pořízeny sítí VLBAVLBA – Very Large Baseline Array, síť deseti radioteleskopů rozmístěná od Havajských po Panenské ostrovy s délkou základny 8 600 km. Průměr každé antény je 25 m, provozovatelem je National Science Foundation se sídlem v Novém Mexiku. Síť je v provozu od roku 1993. na vlně 90 cm, spodní zobrazuje jen centrální část na vlně 7 mm. Levý horní snímek zabírá stejnou oblast jako na předchozích fotografiích, obraz je jen sklopen o čtvrtinu kruhu. Zdroj: NRAO.

Plošné zastoupení fluktuací v galaktických kupách – Perseus vlevo, Panna vpravo Závislost mezi energií vyzářenou do prostoru ochlazováním a energií získanou prostřednictvím vypočtených turbulencí

Horní dvojice zobrazení je RTG záznamem obou galaktických kup – Perseus vlevo, Panna vpravo. Jelikož současná rozlišovací schopnost RTG observatoří neumožňuje měřit rychlosti plynu v potřebném rozlišení přímo, byla ve vyznačených mezikružích proměřena energie a plošné zastoupení fluktuací. Z toho pak byly odvozeny vlastnosti mezigalaktického plynu potřebné pro výpočet. Na spodním grafu je nalezená závislost mezi energií vyzářenou do prostoru ochlazováním a energií získanou prostřednictvím vypočtených turbulencí, které by se měly v mezigalaktickém plynu odehrávat. Pro každé mezikruží je stanoven interval, v němž by se skutečnost mohla odehrávat. Získané mezikruží je zobrazeno barevnou plochou, v níž horní a pravá hrana značí nejvnitřnější vypočtenou hodnotu a spodní a levá zase nejvzdálenější hodnotu. Zdroj: ArXiv.

Podle numerických modelů, které byly na základě pozorování vypracovány, by úbytek energie vyzařováním do okolního prostoru mohl být dostatečně kompenzován právě energií pocházející z turbulencí vznikajících na rozhraní mezi černoděrovými výtrysky a mezigalaktickým plynem, kterou obstarává předávání energie černých veleděr mimogalaktickému plynu. V současné době jde ale o nepřímé pozorování, které vychází jen z velmi komplikované interpretace rozložení energie v celkovém obrazu obou galaktických kup. Je možné, že s pokročilejší technikou se podaří studovat očekávané turbulentní proudění v galaktických kupách přímo a současné výsledky založené převážně na matematických simulacích ověřit přímým pozorováním.

Kupy galaxií v Perseu a v Panně jsou obřími hvězdnými souostrovími čítajícími na stovky jednotlivých galaxií. Většinu baryonové látky ale tvoří v kupě mezigalaktický plyn. Plyn září v rentgenovém oboru, a ztrácí tím energii. Plyn by proto měl postupně chladnout a chladnutí by se mělo projevit tvorbou hvězd v galaxiích, což ale nepozorujeme. Podle pozorování rentgenové družice Chandra je možné, že turbulentní pohyby způsobované interakcí mezigalaktického plynu a výtrysků z galaktických černých veleděr tento úbytek energie kompenzují a plyn se udrží po mnoho miliard roků stále stejně horký. To by mohlo vysvětlit nepozorovanou tvorbu hvězd jako očekávaný důsledek úbytku energie plynu. Zdroj: Chandra.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage