Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 36 (vyšlo 11. září, ročník 18 (2020)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Vesmír pod rentgenem

Dana a Rudolf Mentzlovi

Brzy to bude rok, co začal pracovat německý vesmírný dalekohled eROSITA. V červnu tohoto roku byla z jeho fotografií vytvořena rentgenová mapa vesmíru. Nová mapa v mnoha ohledech převyšuje předchozí práci úspěšné sondy ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999., starou více než čtvrt století. Znovu otevřené rentgenové okno do vesmíru zajisté přinese nečekané objevy. Pojďme se podívat na první z nich.

Logo mise eROSITA

Logo mise. Zdroj: AIP.

Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky.

Wolterův dalekohled – dalekohled se speciální konstrukcí vhodnou pro pozorování vysokoenergetického záření, například rentgenového či gama. Fokusace paprsků se dociluje kombinací odrazných ploch parabolického, hyperbolického a eliptického profilu, na které paprsky dopadají pod velkým úhlem. Tento typ dalekohledu je pojmenován po německém fyzikovi Hansu Wolterovi, který navrhl jeho konstrukci.

MPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech.

MPE – Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, pobočka německého Ústavu Maxe Plancka zaměřená na kosmickou fyziku se sídlem v Garchingu u Mnichova.

Dalekohled eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array) vyrobili v německém Ústavu Maxe Plancka pro kosmickou fyzikuMPE – Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, pobočka německého Ústavu Maxe Plancka zaměřená na kosmickou fyziku se sídlem v Garchingu u Mnichova.. Na oběžnou dráhu byl vypuštěn 13. července 2019 a odtud nasměrován k Lagrangeovu boduLagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. L2, kolem kterého obíhá s půlroční periodou. Dalekohled je jen jedním z přístrojů rusko-německé laboratoře Spektr-RG (Spectrum, Röntgen, Gamma) pro zkoumání vysokoenergetických vesmírných zdrojů. První celooblohovou přehlídku dokončil dne 11. června 2020. Nedojde-li k neočekávaným komplikacím, provede během následujícího tři a půl roku totéž ještě sedmkrát. Každý bod na obloze se exponuje průměrně 150 až 200 sekund. Zvláštní pozornosti se díky způsobu skenování oblohy dostane okolí pólů ekliptikyEkliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země.. Přes tuto oblast přechází zorné pole dalekohledů (eROSITA jich má 7) vícekrát, proto se celková doba expozice pohybuje v řádu hodin.

...duše zde nevchází v prokletí, to je Roentgenův přístroj s krásou XX. století J. Wolker

Postavit dalekohled pracující v rentgenovém oboru je principiální problém. Optický dalekohled využívá ke koncentraci světla lomu v průhledné čočce nebo odrazu na povrchu dutého zrcadla. S vysokoenergetickými paprsky, jako je třeba rentgenové nebo gama zářeníZáření gama – vysokoenergetické elektromagnetické záření vznikající jako doprovodný efekt jaderných a subjaderných přeměn. si tak snadno neporadíme. Index lomuIndex lomuabsolutní index lomu je v homogenním izotropním prostředí bez disperze definován jako podíl rychlosti světla a fázové rychlosti. Obecně je index lomu komplexní veličina závislá na frekvenci, v případě anizotropního prostředí tenzorová. Frekvenční závislost reálné části popisuje disperzi v daném prostředí. Imaginární část indexu lomu popisuje (v závislosti na znaménku) absorpci nebo zesílení světla. Relativní index lomu je dán poměrem indexů lomu prostředí, do kterého záření vstupuje vůči indexu lomu prostředí, z něhož záření vychází. Na rozhraní dvou prostředí je relativní index lomu roven podílu sinu úhlu dopadu a sinu úhlu lomu (Snellův zákon). Uvozující přídavné jméno (absolutní nebo relativní) se často vypouští, takže zda se jedná o absolutní či relativní index lomu poznáme pouze z kontextu. pro rentgenové paprsky se blíží jedné a dovolávat se odrazu paprsků, které jinak používáme pro prosvěcování předmětů je stejně pošetilé, jako pokoušet se alobalem odrazit střelu z medvědobijky. Přesto však některé materiály dokážou rentgenový paprsek odrazit, pokud dopadne pod dostatečně velkým úhlem. Tohoto jevu využívají dalekohledy Wolterova typuWolterův dalekohled – dalekohled se speciální konstrukcí vhodnou pro pozorování vysokoenergetického záření, například rentgenového či gama. Fokusace paprsků se dociluje kombinací odrazných ploch parabolického, hyperbolického a eliptického profilu, na které paprsky dopadají pod velkým úhlem. Tento typ dalekohledu je pojmenován po německém fyzikovi Hansu Wolterovi, který navrhl jeho konstrukci.. Kombinací několika zrcadel s parabolickým, hyperbolickým a eliptickým profilem se nakonec daří záření zaostřit.

Dalekohled eROSITA se skládá ze sedmi stejných rentgenových dalekohledů Wolterova typuWolterův dalekohled – dalekohled se speciální konstrukcí vhodnou pro pozorování vysokoenergetického záření, například rentgenového či gama. Fokusace paprsků se dociluje kombinací odrazných ploch parabolického, hyperbolického a eliptického profilu, na které paprsky dopadají pod velkým úhlem. Tento typ dalekohledu je pojmenován po německém fyzikovi Hansu Wolterovi, který navrhl jeho konstrukci.. Systém obsahuje dohromady 54 zlatemZlato – aurum, chemicky odolný, velmi dobře tepelně i elektricky vodivý, ale poměrně měkký drahý kov žluté barvy. Již od dávnověku byl používán pro výrobu dekorativních předmětů, šperků a jako měnová záruka při emisích bankovek. V současné době je navíc důležitým materiálem v elektronice, kde je ceněna jeho vynikající elektrická vodivost a odolnost proti korozi. V přírodě se vyskytuje zejména ryzí. potažených zrcadel. CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) kamery vyrobené také v MPEMPE – Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, pobočka německého Ústavu Maxe Plancka zaměřená na kosmickou fyziku se sídlem v Garchingu u Mnichova. jsou chlazeny na −90 °C. Maximum citlivosti se nachází mezi 0,3÷10 keVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. Při zorném poli 1° a úhlovém rozlišení 15″ získal tým z MPE unikátní nástroj pro výzkum vesmíru.

Setkání tvůrčího týmu v Postupimi, březen 2019

Setkání tvůrčího týmu v Postupimi, březen 2019. Zdroj: Wikipedia, CC BY-SA 4.0.

Otevřte tělo mé paprsky zářivými a povězte, co vidět mezi nimi! J. Wolker

Od pozorování vesmíru v rentgenové části elektromagnetického záření si slibujeme lepší porozumění jevům spojeným s vysoko­ener­getic­kými procesy. Rentgenové paprsky vycházejí z velmi horkých zdrojů o teplotě milionů stupňů. Typicky hvězdy s magneticky silně aktivní koronou, nebo podvojné systémy obsahující neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., 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. či bílé trpaslíkyBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS.. Také exploze hvězd a vývoj jejich odhozených horkých obálek jsou doprovázeny jevy pozorovatelnými v rentgenovém oboru. Kromě naplánovaných pozorovaní vybraných objektů je eRosita často svědkem nečekaných rentgenových vzplanutíRentgenové vzplanutí – prudké uvolnění energie způsobené přepojením (rekonexí) magnetických silokřivek. Zahřáté plazma vyzařuje v celém spektru včetně rentgenového oboru. Rentgenová vzplanutí se klasifikují podle toku energie v intervalu vlnových délek 0,1 až 0,8 nm: třída B (< 10−6 W/m2); třída C (10−6 až 10−5 W/m2); třída M (10−5 až 10−4 W/m2); třída X (> 10−4 W/m2).. Takové události jsou pak podnětem pro důkladnější pozorování pozemskými dalekohledy.

Po roce práce eROSITA dokončila první kolo snímkování a astronomové získali ikonickou mapu rentgenových zdrojů celé oblohy. Energetické spektrum převedli do viditelných barev zhruba logaritmickou škálou. Červená barva odpovídá energii 0,3÷0,6 keV, zelená 0,6÷1 keV a modrá 1÷10 keV. Velká část mapy se utápí v nízkoenergetické červené difuzi, což se vysvětluje jako emise horkého plynu v okolí naší Sluneční soustavy. Ve vysokých energiích již tradičně září galaktický disk. Je to především výběrový efekt, protože nízkoenergetické fotony pohlcuje galaktický plyn a prach soustřeďující se právě v těchto místech.

Celooblohová mapa rentgenových zdrojů

Celooblohová mapa rentgenových zdrojů okolního vesmíru vytvořená během prv­ních šesti měsíců činnosti teleskopu eROSITA. Zdroj: MPE – J. Sanders, H. Brunner, A. Merloni, E. Churazov, M. Gilfanov.

Po první rentgenové prohlídce sondou ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999. v devadesátých letech dvacátého století jsme měli údaje o stovce tisíc rentgenových zdrojů. V následujících desetiletích jsme získali dalších čtyři sta tisíc. Dalekohled eROSITA celkový počet zdvojnásobil, dnes jsme na rovném milionu. Z toho připadá 77 % na aktivní jádra galaxií, 20 % na hvězdy s magneticky aktivní horkou koronou, pouhá 2 % na kupy galaxií a zbytek jsou rentgenové dvojhězdy, zbytky supernov, oblasti vznikajících hvězd a náhodné zdroje, jako například rentgenová vzplanutí. Očekává se, že na konci mise, po několikanásobném znovunaskenování oblohy, budeme mít zmapováno pět milionů rentgenových zdrojů.

...dejte hlouběj prosvítit tělo mé paprsky zářivými... J. Wolker

Rentgenové cíle nacházíme především v aktivních jádrech galaxiíAGN – 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. a v rentgenových dvojhvězdách. Oba tyto systémy mají jedno společné: rozžhavené plazma. Jde o původně chladný nebo nepříliš žhavý plyn padající na centrální těleso se silnou gravitací. Tím je v případě galaktického jádraGalaktické 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. velmi hmotná černá díra, která na sebe strhává veškerou hmotu z okolí. Díky vzájemnému tření padajícího materiálu se jeho potenciální energie mění v tepelnou. Teploty dosahují extrémních hodnot. Hodnot tak vysokých, že plyn září v rentgenové oblastiČerné těleso – idealizované těleso, které absorbuje a znovu vyzařuje veškeré záření dopadající na jeho povrch. Černé těleso vyzařuje spojité spektrum záření (záření černého tělesa). Maximum vyzařování je na vlnové délce, která souvisí s teplotou povrchu. Čím vyšší je teplota, tím těleso vyzařuje na kratších vlnových délkách.. Princip rentgenových dvojhvězdDvojhvězda – dvě hvězdy, které jsou na obloze blízko u sebe. Fyzická dvojhvězda: objekty jsou gravitačně vázané. Optická dvojhvězda: Objekty se náhodně promítají na stejné místo oblohy a jsou v různých vzdálenostech. je stejný, pouze ne tak spektakulární. V roli centrálního tělesa vystupuje černá díra nebo neutronová hvězda, která okrádá svého hvězdného průvodce o materiál.

Jiným zdrojem rentgenového záření může být zbytek po explozi supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Poslední fáze života hvězdy se vyznačují uvolněním obrovského množství energie, spojeným s rentgenovým zábleskem. Nezřídka se tento záblesk rozptyluje na mezihvězdném prachu v okolí hvězdy a vytváří jakési rentgenové halo připomínající rozpínající se bublinu.

Pozůstatek po supernově v souhvězdí Plachet

Pozůstatek po supernově v souhvězdí Plachet vzdálený 800 světelných rokůSvětelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×1012 km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky.. Supernova explodovala před 12 000 lety a částečně tak překrývá supernovu Vela-Junior (modrý prstýnek vlevo dole) a supernovu Puppis-A (jasný obláček vpravo nahoře). Astronomové očekávají, že díky novým datům z eROSITy nahlédnou lépe do procesů probíhajících v horkém plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. supernov.

V únoru roku 2019 zaznamenaly přístroje 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″. zjasnění v souhvězdí Kentaura. Událost měla na svědomí rentgenová dvojhvězda Maxi 1348-620. K takovým událostem již v minulosti došlo, scénář následujících událostí byl víceméně jasný dopředu. Rentgenové paprsky by se měly rozptylovat na mezihvězdném prachu a vytvořit kolem zdroje světelné halo. Nicméně jasnost takového útvaru je asi o tři řády nižší než jasnost rentgenového vzplanutí. Když o rok později eROSITA halo zaznamenala, byl důvod k oslavám. V porovnání s předchozími případy je tato událost mnohem přesněji zdokumentována. Velikost zářícího prstýnku s úhlovým průměrem 1° je také výjimečná. Navíc máme nyní příležitost sledovat, jak se bude halo dále rozpínat a slábnout. Ve finále budeme mít dostatek vstupních dat pro matematické modely, pomocí kterých dokážeme přesně určit vzdálenost dvojhvězdy.

Rentgenové halo kolem zdroje MAXI 1348-620

Rentgenové halo kolem zdroje MAXI 1348-620. Zdroj: Georg Lamer
(Leibnizův ústav pro astrofyziku v Postupimi), Davide Mella.

Však hlouběj, ke dnu, tělo prosvěťte mi! J. Wolker

Dalekohled eROSITA ozřejmí i nejasnosti kosmologickéhoKosmologie – nauka o vesmíru jako celku, o jeho struktuře, minulosti a budoucnosti. Slovní základ této vědecké disciplíny pochází z řečtiny. Slovo „kosmos“ v tomto jazyku znamená svět, ale také řád, eleganci a krásu. Stejný slovní základ má kosmetika. Současné pozorovací možnosti posunuly kosmologii do nejbouřlivěji se rozvíjejících vědeckých disciplín. K největším problémům současné kosmologie patří nejasnosti kolem podstaty temné hmoty a temné energie, které by měly být největší součástí vesmíru. Naopak jsou relativně dobře prozkoumány poslední fáze Velkého třesku. rázu. Kupy galaxiíGalaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
se svou rozlehlostí dají porovnávat s rozměry pozorovatelného vesmíru. Jejich stav a vývoj si zaslouží zkoumat všemi prostředky. Na hodně velké vzdálenosti ne vidíme v jednotlivých galaxiích žádné detaily. Jsou obklopeny plazmatem, které svítí jako rentgenové halo. Tím můžeme identifikovat kupu galaxií i na velkou vzdálenost. Takovou službu poskytují i optické dalekohledy, ale je velice komplikované rozpoznat, které galaxie patří ke kupě a které ne. Na rentgenových snímcích je to mnohem jednodušší: galaxie v kupách jsou zahaleny do oblaku horkého plazmatu, což je práce jako stvořená pro eROSITU.

V souhvězdí Lodního kýlu se rozprostírají dvě rozlehlé struktury. Na obloze zabírají několik stupňů, fyzicky zabírají prostor o průměru desítek milionů světelných roků. Jedná se o kupy galaxií AbellKatalog Abellův – katalog bohatých kup galaxií, jehož základ vytvořil v roce 1958 americký astronom George Ogden Abell. Do současné podoby byl katalog doplněn v roce 1989. Katalog obsahuje 4073 kup s červeným kosmologickým posuvem menším než 0.2.  3391 a Abell 3395. Již delší dobu panovalo mezi astronomy podezření, že spolu interagují. Na snímcích ve viditelném oboru se zdá, jako by byly spojeny mostem mezigalaktického plynu a prachu. Dalekohled eRosita přinesl asi poslední důkaz. Na rentgenových snímcích je propojení mezi oběma kupami jasně zřetelné.

Kupy galaxií A339 a A3395

Fotografie interagujících kup galaxií A3391 a A3395. Na rentgenovém snímku vpravo jasně patrný mezigalaktický oblak. Zdroj: MPE/IKI T. Reiprich (Univ. Bonn), M. Ramos-Ceja (MPE), F. Pacaud (Univ. Bonn), D. Eckert (Univ. Geneva), J. San­ders (MPE), N. Ota (Univ. Bonn), E. Bulbul (MPE), V. Ghirardini (MPE).

Má-li vědecká práce zaujmout i širší veřejnost, je vhodné, aby obsahovala sousloví 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, 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. nebo temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.. V případě dalekohledu eROSITA autoři rozhodně nemuseli v tomto ohledu fabulovat. Citlivé senzory eROSITy zaznamenají světlo z galaxií vzdálených až šest miliard světelných roků. V chování galaxií a galaktických kup je gravitace bezpochyby dominující silou. Sledováním vývoje takhle starých kup galaxií změříme mnohem přesněji projevy temné hmoty.

Z naměřených dat zjistíme, jak rychle proudí do galaktických kup hmota a jakým tempem kupy galaxií rostou. Rozhodující roli hraje temná hmota a temná energie. Temná hmota se snaží svou gravitací galaktickou hmotu přitáhnout, zatímco temná energie hmotu rozfukuje. To je nejlépe pozorovatelné právě u tak rozlehlých objektů, jako jsou kupy galaxií.

Dnes známe dobře hustotu hmoty ve vesmíru. Také dokážeme spolehlivě určit hustotu v raném vesmíru, před 13 miliardami lety. O mezičase je však známo jen málo. Pozorování vzdálených kup galaxií, tempo jejich rozpínání a vzájemného vzdalování by mělo vnést do problematiky jasno. Konečně snad bude zodpovězena otázka, jak se temná energie mění v průběhu dějin vesmíru.

Animace práce dalekohledu eROSITA a jeho umístění na oběžné dráze
kolem Lagrangeova bodu L2. Zdroj: DLR.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage