Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 6 (vyšlo 16. února, ročník 16 (2018)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Kosmická rychlostní síť

Ivan Havlíček

Astronomové zabývající se velkorozměrovými strukturami, kteří poznávají vesmír ve velkém měřítku, se v posledních několika letech propracovali k poměrně detailnímu popisu pohybů velkorozměrových soustav. Jedním z prvních, který nabídl popis galaktických nadkup ve formě pohybového pole, byl projekt Cosmicflows započatý v únoru 2007. Projekt si původně kladl za cíl zpřesnit některé kosmologické parametry jako například Hubblovu konstantuHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru. Definována je vztahem H = (da/dt)/a, kde a je expanzní funkce. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na 67 km/s na megaparsek.. První výsledky popisující blízké kupy galaxií jako pohybové struktury byly publikovány v roce 2012, kdy již probíhala druhá generace projektu – Cosmicflows-2 program (CF2). CF2 obsahuje 8 188 galaxií. V roce 2016 byly publikovány výsledky již třetí generace tohoto grandiózního kartografického projektu, který předchozí soubor rozšířil na více než dvojnásobek – byly zde popsány astrofyzikální charakteristiky 17 669 galaxií. Takto velké soubory dat lze dnes za pomoci komplikovaných matematických metod využít ke stále se zpřesňujícímu popisu dynamiky velkorozměrových struktur. Klíčovou metodou je při analýze napozorovaných dat a jejich interpretaci Wienerův filtr a jeho parametrizace. Vesmírná kartografie dnes už probíhá jen na superpočítačích, díky kterým je možné nalézat vztahy mezi jednotlivými galaxiemi nesenými vesmírnými toky a ovlivňujícími se přitom navzájem. Na počátku právě probíhajícího desetiletí se astronomům z Havajské univerzity pod vedením R. Brenta Tullyho podařilo v blízkých nadkupách galaxií rozpoznat hranice dané právě směřováním rychlostních toků. Poprvé tak byla ohraničení mezi galaktickými nadkupami určena jejich vzájemnými gravitačními vztahy a ne podle jejich zdánlivé hustoty jednotlivých členů na statických snímcích oblohy, jak se dělo dosud. Podrobněji je tomu věnován bulletin Laniakea. Kartografové velkorozměrových soustav dnes už umějí popisovat skutečné rozložení galaktických nadkup také v čase. Otevřela se tak možnost předpovídat nejen jejich budoucí vývoj, ale hlavně je možné vysledovat i historii, kterou by galaktické kupy měly mít za sebou, aby struktura vesmíru byla taková, jakou ji dnes pozorujeme.

Minulost dynamiky galaxií Místní skupiny

Minulost dynamiky galaxií Místní skupiny za dobu 13,25 miliard roků. Zobrazení vzniklo extrapolací současných vesmírných toků do minulosti. V grafu jsou vyznačeny polohy Mléčné dráhy (MW) a galaxie v Andromedě (M31). Kupa galaxií v Panně je reprezentována velkým fialovým kroužkem. Linie táhnoucí se za každým kroužkem reprezentujícím jednotlivé galaxie jsou dráhy, po kterých se tyto objekty v časoprostoru pohybovaly. Zobrazení je v trojrozměrných supergalaktických souřadnicích SGX, SGY a SGZ, které jsou obdobné soustavě SGL a SGB. Zdroj: PhysOrg.

Souřadnice astronomické – polohu je možno v astronomii udávat několika způsoby. Pozorovatel vyhledávající objekt na obloze z pozorovacího místa na Zemi používá souřadnice zohledňující jeho polohu, tedy souřadnice vztažené k zeměkouli a jejímu pohybu ve vesmíru. V tomto případě jde nejčastěji o souřadnice rovníkové. Pro potřeby orientace ve středním měřítku, kdy je potřeba zohlednit polohu extragalaktického objektu vůči výhledu z Mléčné dráhy, byly zavedeny souřadnice galaktické. Pro studium rozměrných mimogalaktických struktur byl ustaven nejrozsáhlejší systém souřadnic – supergalaktické souřadnice (SG).

Souřadnice rovníkové – poloha se udává dvěma čísly: úhlem ve směru rovníku a vzdáleností od rovníku (deklinací označovanou δ) ve stupních v rozmezí od –90° do + 90°. Jelikož se Země otáčí kolem své osy, rovníkové souřadnice jsou dvojího druhu. První druh udává ve směru rovníku hodinový úhel od místního poledníku promítnutého na nebeskou sféru (meridiánu). Hodnoty hodinového úhlu přibývají k západu a tato souřadnice se s časem rychle mění. Souřadnice druhého druhu používají pro počátek ve směru rovníkovém jeden z průsečíků nebeského rovníku a ekliptiky – jarní bod. Úhel rovníkový se zde nazývá rektascenzí (α), měří se směrem východním od jarního bodu a s časem se pro potřeby běžného pozorovatele nemění.

Souřadnice galaktické – Základní rovinou je galaktická rovina procházející Sluncem. Úhel v galaktické rovině se měří ve stupních, označuje se jako galaktická délka (l) a od směru ke středu Galaxie přibývá obdobně jako rektascenze směrem východním. Vzdálenost od roviny Galaxie se označuje jako galaktická šířka (b), měří se obdobně jako deklinace ve stupních na obě strany. Počátek galaktických souřadnic, nulový bod, má v rovníkových souřadnicích polohu α = 17h 45m 37s, δ = -28° 56' 10" a galaktický severní pól α = 12h 51m 26s, δ = +27° 07' 42" (epocha J2000).

Souřadnice supergalaktické – SG. Základní rovinu definoval v roce 1953 Gerard de Vaucouleurs jako rovinu protínající nejhustší oblasti našeho galaktického okolí. Rovina protíná vláknitou strukturu obsahující Místní galaktickou nadkupu, nadkupu ve Vlasech Bereniky, Nadkupu v Rybách a ve Velrybě a Shapleyho koncentraci. Tato základní rovina současně protíná dvě velmi řídké oblasti – Severní a Jižní místní prázdnoty (supervoids). Počátek je stanoven v α = 2h 49m 14s, δ = +59° 31' 42", a SG severní pól je v α = 18h 55m 01s, δ = +15° 42' 32", (epocha J2000). Supergalaktické souřadnice se označují a měří ve stupních obdobně jako souřadnice galaktické: délka SGL a šířka SGB.

Kosmologické vzdálenosti – vzhledem k nejistotám vznikajícím při měření velkých – kosmologických – vzdáleností, neudávají se velké vzdálenosti v obvyklých délkových mírách, jako jsou světelné roky nebo parseky. Na velkých vzdálenostech lze změřit výhradně vlastnosti světla vzdálených zdrojů, tedy jasnost a spektrum. Za určitých předpokladů lze tyto vlastnosti interpretovat jako vlastnosti vzdáleností ovlivněné – např. čím je zdroj dál, tím rychleji by se od nás měl díky Hubblově toku vzdalovat. Jelikož je ale rychlost vzdalování veličina přímo měřitelná a Hubblova konstanta je jen veličina odvozená na základě mnoha nejistých předpokladů, udávají se velmi velké vzdálenosti v kosmologických textech pro jistotu jen v hodnotách změřeného červeného posuvu spektrálních čar, popř. z něj odvozené rychlosti vzdalování. Odpadá tak pro budoucí interpretace nutnost zpětného zjišťování metody, s jakou byl červený posuv na vzdálenost přepočítán a jaké předpoklady byly brány pro výpočet v úvahu.

Drobná galaktická nadkupa Šípový hrot

Drobná galaktická nadkupa Šípový hrot se nalézá na okraji nadkupy Laniakea na rozhraní mezi nadkupou Perseus – Ryby a nadkupou ve Vlasech Bereniky. Šípový hrot je od Místní skupiny galaxií oddělen bublinou za kupou v Panně (Virgo Void). Dále se za Šípovým hrotem rozprostírá prázdnota (Far Arrowhead Void), z níž jsou galaxie vytahovány do dvou směrů – do center nadkup ve Vlasech Bereniky a Perseus – Ryby. Zdroj: Astrophysical Journal.

Podrobným poměřováním struktury blízkého vesmíru na základě projektu CF2 byla objevena oblast v Honících psech okolo galaxie NGC 5353, která prostorově balancuje mezi třemi soupeřícími gravitačními centry: Laniakeou, nadkupou Perseus – Ryby a nadkupou ve Vlasech Bereniky. Jádro této drobné nadkupy se nachází na souřadnicích (viz hesla v glosáři) α = 12h 05m, δ = +58°; l = +134°, b = +57°; SGL = +57°, SGB = +7°; vzdálenostKosmologické vzdálenosti – vzhledem k nejistotám vznikajícím při měření velkých – kosmologických – vzdáleností, neudávají se velké vzdálenosti v obvyklých délkových mírách, jako jsou světelné roky nebo parseky. Na velkých vzdálenostech lze změřit výhradně vlastnosti světla vzdálených zdrojů, tedy jasnost a spektrum. Za určitých předpokladů lze tyto vlastnosti interpretovat jako vlastnosti vzdáleností ovlivněné – např. čím je zdroj dál, tím rychleji by se od nás měl díky Hubblově toku vzdalovat. Jelikož je ale rychlost vzdalování veličina přímo měřitelná a Hubblova konstanta je jen veličina odvozená na základě mnoha nejistých předpokladů, udávají se velmi velké vzdálenosti v kosmologických textech pro jistotu jen v hodnotách změřeného červeného posuvu spektrálních čar, popř. z něj odvozené rychlosti vzdalování. Odpadá tak pro budoucí interpretace nutnost zpětného zjišťování metody, s jakou byl červený posuv na vzdálenost přepočítán a jaké předpoklady byly brány pro výpočet v úvahu. ~2 700 km·s−1. Oblast byla určena pohybovým polem, které zde vyděluje mezi výše uvedenými třemi nadkupami drobnou oblast, v níž se galaxie pohybují koncentricky. Rozhraní, od něhož se galaxie pohybují dovnitř nebo ven z nadkupy, má tvar šípového hrotu a podle toho byla tato drobná nadkupa také pojmenována. Část nadkupy Šípový hrot byla zachycena již v katalogu Nearby Galaxies Atlas (Tully & Fisher 1987) jako struktura nazvaná Oblak v Honících psech a Žirafě a Oblak v Pastýři (Canes Venatici−Camelopardalis Cloud, Bootes Cloud). Nejvzdálenější objekty tohoto atlasu z roku 1987 byly od nás vzdáleny jen 3 000 km·s−1, proto byla z nadkupy Šípový hrot zachycena jen čelní blízká stěna, v níž dominuje galaktická kupa s hmotností 3×1013 Sluncí, jejímž jádrem jsou galaxie NGC 5353 a NGC 5354 ve vzdálenosti 2 645 km·s−1, což odpovídá vzdálenosti 35 Mpc (2008). VelikostKosmologické vzdálenosti – vzhledem k nejistotám vznikajícím při měření velkých – kosmologických – vzdáleností, neudávají se velké vzdálenosti v obvyklých délkových mírách, jako jsou světelné roky nebo parseky. Na velkých vzdálenostech lze změřit výhradně vlastnosti světla vzdálených zdrojů, tedy jasnost a spektrum. Za určitých předpokladů lze tyto vlastnosti interpretovat jako vlastnosti vzdáleností ovlivněné – např. čím je zdroj dál, tím rychleji by se od nás měl díky Hubblově toku vzdalovat. Jelikož je ale rychlost vzdalování veličina přímo měřitelná a Hubblova konstanta je jen veličina odvozená na základě mnoha nejistých předpokladů, udávají se velmi velké vzdálenosti v kosmologických textech pro jistotu jen v hodnotách změřeného červeného posuvu spektrálních čar, popř. z něj odvozené rychlosti vzdalování. Odpadá tak pro budoucí interpretace nutnost zpětného zjišťování metody, s jakou byl červený posuv na vzdálenost přepočítán a jaké předpoklady byly brány pro výpočet v úvahu. nadkupy Šípový hrot je 1800×3000×3800 km·s−1, tato nadkupa hmotnostně odpovídá 1015 Sluncím. Pro srovnání je Laniakea rozměrově zhruba pětkrát tak veliká a hmotnostně zahrnuje o dva řády více látky – 1017 Sluncí.

Skupina galaxií Hickson 68 v Honících psech

Skupina galaxií Hickson 68 v Honících psech čítající pět členů: NGC 5353, NGC 5354, NGC 5355, NGC 5358 a NGC 5350. Uprostřed snímku jsou galaxie NGC 5353 (dole) a NGC 5354 (těsně nad předchozí). Snímek byl pořízen za dobu 470 minut (47×10) dvaceticentimetrovým dalekohledem přes červený filtr. Zdroj: Martin C. Germano.

Dipólový repeler

Místní skupina galaxií se vůči mikrovlnnému záření kosmického pozadí (CMB) pohybuje rychlostí 631±20 km·s−1. Spolupodílí se tak na hromadném toku, který je možno vysledovat až do vzdálenostiKosmologické vzdálenosti – vzhledem k nejistotám vznikajícím při měření velkých – kosmologických – vzdáleností, neudávají se velké vzdálenosti v obvyklých délkových mírách, jako jsou světelné roky nebo parseky. Na velkých vzdálenostech lze změřit výhradně vlastnosti světla vzdálených zdrojů, tedy jasnost a spektrum. Za určitých předpokladů lze tyto vlastnosti interpretovat jako vlastnosti vzdáleností ovlivněné – např. čím je zdroj dál, tím rychleji by se od nás měl díky Hubblově toku vzdalovat. Jelikož je ale rychlost vzdalování veličina přímo měřitelná a Hubblova konstanta je jen veličina odvozená na základě mnoha nejistých předpokladů, udávají se velmi velké vzdálenosti v kosmologických textech pro jistotu jen v hodnotách změřeného červeného posuvu spektrálních čar, popř. z něj odvozené rychlosti vzdalování. Odpadá tak pro budoucí interpretace nutnost zpětného zjišťování metody, s jakou byl červený posuv na vzdálenost přepočítán a jaké předpoklady byly brány pro výpočet v úvahu. ≈ 20 000 km·s−1. Pátrání po zdrojích těchto pohybů vyústilo k objevení dipólového charakteru CMB. Donedávna bylo všeobecně přijímaným předpokladem, že za podobné pohybové výstřednosti jsou odpovědné nerovnoměrnosti v rozložení galaxií. Galaxie jsou vyplavovány kosmickými proudy z oblastí s velmi malou hustotou a směřují do míst, kde je hustota galaxií větší. Tato skutečnost se dá ale obtížně ověřit, jelikož řídké oblasti se díky nedostatku světla z chybějících galaxií, které zde nejsou, velmi obtížně mapují. Před více než deseti roky to vypadalo, že oblast s nízkou hustotou zhruba ve vzdálenosti 15 000 km·s−1 na severní polokouli je sice významnou, ale přeci jen náhodnou nerovnoměrností okolního kosmického toku. V roce 2017 se však analýzou dat z projektu CF2 podařilo prokázat, že okolní hromadný kosmický tok má dipólový charakter. Hromadný tok směřuje do Shapleyho koncentrace. V Shapleyho koncentraci se nachází nejmohutnější zdroj přitahování všech velkorozměrových struktur nacházejících se od nás do vzdálenosti ≈ 20 000 km·s−1. Tento tok má ale svůj protipól – místo, ze kterého jsou veškeré vesmírem plující struktury vypuzovány s obdobnou intenzitou, s jakou přitékají do Shapleyho koncentrace. Toto místo nazvěme s ohledem na dipólový charakter celého děje Dipólový repeler (Dipole Repeller). Zde se sice nabízí český překlad dipólový odpuzovač nebo vypuzovač, či dokonce odmítač nebo odtláčeč, ale sémantická asociace se spreji proti hmyzu termín repeler radí raději nepřekládat. „Protipól atraktoru“ jazykově také nic neřeší. Ostatně Attractor se také již zažil jako počeštěný atraktor a nabízející se tahač nebo tahoun používají jen automatické překládací programy. V seriózní astronomické literatuře se s Velkými tahači nesetkáte. Dipólový repeler se od nás nachází na opačné straně než Shapleyho koncentrace ve vzdálenosti 16 000 ± 4 500 km·s−1. Dipólový repeler bude nejspíše ztotožněn s velmi řídkou oblastí, v níž se nenacházejí téměř žádné galaxie.

Dipólový repeler zobrazený v krychli o hraně 40 000 km·s−1 na základě dat z CF2. Krychle je centrována na Místní skupinu galaxií, která se pohybuje ve směru velké žluté šipky vůči CMBReliktní 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).. Hustotní nerovnoměrnosti v rozmístění galaktických nadkup jsou znázorněny obalovými plochami vyjadřujícími srovnatelnou hustotu. Nejhustší oblasti jsou oranžové. V závěru je podobným způsobem prostřednictvím obalových ploch zelenavé barvy vyjadřujících stejnou intenzitu znázorněn gravitační gradient obou protipólů – Shapleyho atraktoru a Dipólového repeleru. Zdroj: Vimeo.

Kosmická rychlostní síť

V posledních několika málo letech se pohled astronomů na velkorozměrové struktury radikálně změnil. Jde o podobný zvrat, jaký zažívali fyzikové při přechodu od Newtonova mechanického popisu světa k popisu světa pomocí nejrůznějších polí moderní fyziky přelomu 19. a 20. století, který vyústil do relativistické fyziky současníků Alberta Einsteina. Statický popis přestal existovat a namísto galaxiemi jako body v kulisách trojrozměrného prázdného prostoru se vesmírná kartografie začala zabývat rychlostními poli a popisem nejrůznějších toků vesmírné matérie, jíž jsou galaktické kupy jen velmi malou součástí. Tyto grandiózní toky látky by nemohly probíhat tak, jak je pozorujeme, kdyby měly být způsobeny jen gravitací svítících hvězdných ostrovů, tedy galaxií a viditelné mezigalaktické hmoty. Ve vesmírných strukturách hraje mnohem výraznější podíl látka, kterou nevidíme, která se ale také na jejich tvorbě podílí. Jde o matérii nazývanou temná hmotaTemná 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, 26 % temné hmoty a 69 % 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., které je oproti baryonové látce zhruba pětkrát tolik a která by se podle odborníků na velkorozměrový vesmír měla z dobrých důvodů spíše nazývat látkou průhlednou než temnou. V současnosti neustále probíhá mapování a neustále se opakují měření mnoha tisícovek samostatných galaxií ve vesmíru do vzdálenosti zhruba půl miliardy světelných roků. Díky tomu jsme schopni popisovat dynamiku této oblasti mnohem přesněji a podrobněji, než jak tomu bylo dosud. V dynamice velkostruktur tak lze rozpoznat nejrůznější hierarchie vesmírných toků od lokálních proudů směřujících k hlavním vláknům a uzlům až po grandiózní řeky táhnoucí se několik stovek milionů světelných roků ustálenými směry. Dřívější představa o vesmíru jako temném místě, v němž se tu a tam rozsvítí nějaký hvězdný osamocený galaktický ostrov, je minulostí. Vesmír současný je plný pohybu a vesmírný řád je reprezentován uspořádáním velkorozměrových toků, které se díky pohybům tisícovek galaxií podařilo objevit. Následující třírozměrné zobrazení je fascinující ukázkou současné vesmírné kartografie v nejrůznějších měřítkách od pohledu na celou dnes známou hustotní a pohybovou strukturu až po detailní náhled zevnitř jednotlivých vláken ukazující kupy galaxií tak, jak je ještě popisovali kartografové druhé poloviny dvacátého století.

Rychlostní síť vesmírné matérie v našem okolí do vzdálenosti zhruba 30 000 km·s−1 na všechny strany. Místní skupina galaxií je uprostřed. V závěru videa je detailní vhled do nitra struktury a zobrazeny jsou jednotlivé blízké galaktické kupy známé z našeho okolí. Podrobněji je zobrazení včetně zdrojových dat a metod, jimiž bylo získáno, popsáno v článku The Cosmic V-Web. Zdroj: Vimeo.

Data získaná projektem Cosmicflows umožňují také poměrně elegantní cestování v čase. Z naměřených rychlostních polí bude možné extrapolací na obě strany předpovídat jak budoucnost, tak ale i minulost celého v přítomnosti zobrazeného souboru. V říjnu roku 2017 bylo publikováno zobrazení, které ukazuje, jak se galaxie v našem bezprostředním okolí mohly pohybovat za celou dobu své existence nebo také téměř od počátku vesmíru. Samozřejmě jde o velmi odvážný pohybový obraz, který nebere v potaz vzájemný galaktický vývoj, a autoři to velmi dobře vědí. Věřme, že jde jen o ukázku možností, kam nás může moderní kartografie zavést a na co bychom měli být v dobách od současnosti velmi vzdálených připraveni.

V poměrně malé oblasti, krychli o hraně 80 Mpc, je zachycena dynamika Místní skupiny galaxií v souvislosti s několika blízkými galaktickými kupami. Kupy v Panně, Peci, Vývěvě a kupa Panna W jsou znázorněny jako velké koule červené, khaki, černé a fialové barvy. Mléčná dráha a galaxie v Andromedě M31 jsou vybarveny uprostřed žlutě a zeleně. Všechny ostatní galaxie jsou modré. Zobrazení trvá od minulosti staré 13,25 miliard roků do současnosti.. Zdroj: Vimeo.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage