Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 31 – vyšlo 3. září, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Jemná struktura ve Střelci

Ivan Havlíček

Velké spirální galaxie jsou si nápadně podobné. Obvykle mívají dvě výrazná ramena vycházející z centrální oblasti, která jsou nápadná ve viditelném oboru – jsou plná hvězd. Takto znají astronomové spirální galaxie od dob, kdy je uviděli poprvé a kdy jim ještě říkali spirální mlhoviny. Naopak prostor mezi hvězdnými rameny našim očím nesvítí. Je však zřetelný na delších vlnových délkách, nachází se zde mezihvězdná látka, kterou prozradí infračervené nebo rádiové záření. V detailním prohlížení se postupně podařilo i ve strukturách hvězdných ramen a jejich mezilehlých oblastech nalézt určité pravidelné útvary. Astronomové se proto pokoušejí už od sedmdesátých let minulého století vysvětlit, co se při utváření spirální struktury odehrává, jak se nejen vizuální tvar ramen, ale i jejich další vlastnosti v čase proměňují a jak je možné, že velké spirály v blízkém okolí jsou si tak nápadně podobné.

Centrální oblast spirální galaxie Messier 51 v Honících psech

Centrální oblast spirální galaxie Messier 51 v Honících psech. Levý snímek je pořízen ve viditelném světle. Rozvíjející se ramena září hvězdami bíle, v růžových oblastech se rodí hvězdy nové a modré skvrnky prozrazují mladé hvězdokupy galaktické roviny. Pravý snímek zobrazuje stejný výřez v blízké infračervené oblasti. Zde se naopak světlými oblastmi projevují prachové páteřní struktury spirál, oblast je tím světlejší, čím je v ní prach koncentrovanější. V jádru galaxie zřetelně převažují hvězdy a prachových oblastí je zde zanedbatelně. Oba snímky byly pořízeny Hubb­lovým dalekohledem, levý kamerou ACSACS – Advanced Camera for Surveys, přístroj umístěný na HST při třetí servisní misi v březnu 2002 namísto starší kamery FOC. ACS má ostřejší obraz, širší zorné pole (202″×202″) a větší vlnový rozsah (blízké IR, V, celé UV) než WFPC2. Přístroj je složen ze širokoúhlé kamery, kamery s vysokým rozlišením a z kamery pro pozorování Slunce. V roce 2007 kamera selhala. Opravena byla při poslední servisní misi v roce 2009., pravý infračerveným spektrometrem NICMOSNICMOS – Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer, infračervená kamera na HST pro blízké IR chlazená na 77 K pomocí Dewarovy nádoby se 114 kg kapalného dusíku. Instalována byla v roce 1997 při druhé servisní misi, při třetí misi byl znovu vychlazen chladící systém kamery. v roce 2005. Zdroj: NASA/ESA/HST.

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.

Sklon ramen – anglicky pitch angle, ψ, je úhel tangenciály ramene vůči kolmici k radiále vycházející z jádra galaxie měřený v rovině galaktického disku.

Gravitační 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.

Elektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED).

Počítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů.

Původ spirálních struktur – pohledy do minulosti

Pátrání po původu spirálních tvarů galaxií probíhá od doby, kdy si astronomové uvědomili, že jde o typický znak velkých hvězdných soustav. Ve druhé polovině minulého století při vysvětlování vývoje galaxií výrazně pomohly velké přehlídkové projekty a v posledních několika desetiletích také počítačové simulacePočítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů.. Vznik spirálních struktur v galaxiích pozorujeme v intervalu určeném hodnotou červeného posuvuKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. 1,8 až 1,4, což odpovídá období před 10,2 až 9,3 miliardami roků (přepočet Kempner). V mladých galaxiích začíná po nějaké době převládat rotace nad turbulentními pohyby plynu, v disku se vyvíjí chladná hvězdná složka, postupně mizí obrovité hmotné shluky a rozložení látky se stává rovnoměrnější. Při přechodu od chomáčovitých struktur ke spirálním galaxiím byly v poli HUDFHUDF – Hubble Ultra Deep Field, snímek 11,5 čtverečných úhlových minut v souhvězdí Pece pořízený Hubblovým dalekohledem mezi 24. 9. 2003 a 16. 1. 2004, na němž je zachyceno zhruba 10 000 galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích. také nalezeny dva poměrně vzácné typy galaxií. Jde jednak o „chundelaté“ struktury, často i nepravidelné, s chumáčovitými rameny, a to v šíři celého disku, které jsou výrazně jasnější než galaxie ve stejné vzdálenosti, a dále „oholené“ spirály, podobné spíše svým vývojovým následovníkům. Oholené spirály mají mnohočetná nepravidelná ramena s uzlíky hvězdných formací, výrazně od sebe vzdálená, tedy více rozvinutá a jejich tvar není tak pravidelný, jako mají dnešní spirály.

Pro potřeby klasifikace tvaru spirálních ramen byl zaveden pojem sklonSklon ramen – anglicky pitch angle, ψ, je úhel tangenciály ramene vůči kolmici k radiále vycházející z jádra galaxie měřený v rovině galaktického disku.. Sklon ψ se může měnit v závislosti na vzdálenosti od jádra a zjednodušeně je jím charakterizována těsnost, či sevřenost sousedících spirálních ramen. Galaxie s nízkým sklonem ψ mají ramena sevřenější a jejich struktura tak tvoří kompaktnější disk, naopak při velkém sklonu ψ mají ramena mezi sebou mnohem více „prázdného“ prostoru a jde o rozvolněnější strukturu připomínající třeba volné lopatky větrného mlýna. V galaxiích s nízkým sklonem, tedy se sevřenějšími rameny, převažují staré, červené hvězdy. Naproti tomu galaxie s převažujícími modrými, tedy mladými hvězdami, mají sklon ψ poměrně vysoký, jsou rozevlátější a jejich ramena jsou od sebe vzdálenější a prázdného prostoru mezi rameny je více. Výše zmíněné oholené spirály mají také vysoký sklon ψ spirálních ramen.

Běžné typy spirálních galaxií, jaké známe z našeho blízkého okolí, se objevují před zhruba osmi miliardami roků, tedy při červeném posuvu z = 1. Tyto mají většinou dvě symetrická, výrazná ramena. Soustavy s vícero rameny jsou v centrální části přísně symetrické, vně pak vybíhá méně tenkých ramen. Také se objevují „vločkovité“ struktury s krátkými nepravidelnými a flekatými rameny tvořenými téměř výhradně hvězdnými formacemi. Normální galaxie s mnoha rameny se neobjevují v poli HUDFHUDF – Hubble Ultra Deep Field, snímek 11,5 čtverečných úhlových minut v souhvězdí Pece pořízený Hubblovým dalekohledem mezi 24. 9. 2003 a 16. 1. 2004, na němž je zachyceno zhruba 10 000 galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích. dříve než před šesti miliardami roků (z = 0,6), naopak velké spirály se dvěma výraznými rameny lze vysledovat už před deseti miliardami roků (z = 1,8). Důvodem jsou pravděpodobně interakce v rotujícím disku, které vedou častěji na strukturu dvou symetrických ramen a nepravidelnosti postupně odstraňují.

Detailní struktury mezi rameny

V průběhu osmdesátých let se podařilo nalézt souvislosti mezi rotačními křivkami spirálních galaxií a strukturami, které se mezi hvězdnými rameny objevují. Spirální ramena jsou tvořena hvězdami a mezihvězdnou látkou, které se vzájemně gravitačně ovlivňují, jde tedy o nesouvislé prostředí, v němž se jednotlivé komponenty pohybují rozdílnými rychlostmi. Hustší oblasti ovlivňují své okolí intenzivněji než oblasti s nižší koncentrací, a to nejen gravitačně, ale i magneticky. Součástí galaktické látky je nezanedbatelné množství 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., které je ovlivňováno lokálními magnetickými poli a současně také svými dynamickými projevy změny magnetického pole generuje. V globálním měřítku je výsledkem diferenciální rotace galaktického disku a pozorovaná spirální ramena jsou tvořena hustotními vlnami galaktické látky. Tvar hustotních vln rozvíjejících se z centra pak závisí na charakteru látky a změnách rychlosti rotace v závislosti na vzdálenosti od centra. Mezi jednotlivými hlavními hustými rameny jsou často pozorovány zřetelné vějířovitě vystupující výběžky (anglicky spurs), jejichž velikost a orientace by měla souviset s dynamikou celé soustavy. Délka výběžků, jejich četnost a úhel odklonění od ramene tvořeného nejhustší látkou jsou klíčové parametry, které lze určit a studovat. Stupeň vývoje spirální galaxie lze pak charakterizovat také například prostřednictvím rozvinutí těchto detailních struktur.

Dva pohledy na galaxii NGC 5194

Dva pohledy na galaxii NGC 5194 s liniemi vyznačujícími vějířovité struktury výběž­ků z hlavních spirálních ramen. Vlevo je snímek ze Spitzerova dalekohledu na 8 μm, snímek vpravo byl pořízený při přehlídce 44 blízkých spirálních galaxií BIMA SONG (Berkeley-Illinois-Maryland Array Survey of Nearby Galaxies) na vlnové délce 3 mm CO J=1-0 molekulární emise. Zdroj: M. La Vigne, University of Maryland.

Prostřednictvím magnetohydrodynamických simulací, při zahrnutí gravitačních vlivů plynu, se podařilo prokázat, že kombinace gravitace a magnetického pole v galaktickém disku má za následek rychlý nárůst hustoty ve spirálních ramenech. Následně se při diferenciální rotaci v uvolňujícím se prostoru mezi zhušťujícími se rameny začnou vytvářet vějířovitě se rozpadající vláknité struktury. Obdobné struktury jsou u mnoha spirálních galaxií také skutečně pozorovány, a to jak ve viditelném, tak i v infračerveném oboru. V případě, že v disku jsou takové podmínky, že se udrží jako celek stabilní, má diferenciální rotace a vlastní gravitace plynu za následek vytvoření vláknitých struktur oddělených od sebe v měřítku kiloparseků bez ohledu na přítomnost či vliv hvězdné složky. Růst vláken a výběžků v prostoru mezi hlavními rameny závisí na mnoha faktorech, nicméně se zdá být pravidlem, že hmotnější a hustší výběžky se vytvářejí spíše v centrální oblasti a rozpad látky do tenkých vláken probíhá naopak v okrajových částech spirální struktury. Orientace výběžků závisí také na vzdálenosti od jádra, tedy na poloze v galaxii. V případě modelování téhož děje bez zahrnutí gravitace plynu se podařilo prokázat, že k potlačení hydrodynamických nestabilit a k růstu výběžků mezi rameny dostačuje magnetické pole samotné. Gravitace, které se dříve připisoval hlavní vliv při růstu a vývoji spirálních struktur, hraje poměrně podružnou úlohu a klíčovou příčinou se zdá být magnetické pole.

Růst výběžků mezi hlavními spirálními rameny. Magnetohydrodynamický model celé spirální struktury je na animaci nahoře. Kolaps a následná fragmentace difúzního plynu vytváří hustější izolované oblasti, v nichž dochází následně ke vzniku nových hvězd. V podrobnějším měřítku (dole) se do hvězd promění jen cca 5 % plynu, zbylé množství je rozptýleno jejich svitem do okolí a celý tento cyklus se mnohokrát opakuje. Zdroj: R. Shetty, E. Ostriker, University of Maryland.

Místo Sluneční soustavy v Mléčné dráze

V naší Galaxii je situace nejspíš obdobná jako v cizích galaxiích. Problém je, že na Mléčnou dráhu nahlížíme zevnitř a podobné struktury mezi spirálními rameny lze objevit jen velmi obtížně. Na Mléčnou dráhu se neumíme podívat „zvenku“, a proto jsme omezeni na prostorové mapování, při němž je podmínkou určování přesných vzdáleností a vzájemných rychlostí, aby mohl být výsledkem prostorový model odpovídající skutečnosti. O celkové struktuře Mléčné dráhy jsme podrobněji psali již několikrát, překvapivé poznatky vycházející z mapování v infračerveném oboru byly publikovány v AB 2008/25. Sluneční soustava se nachází ve výběžku mezi ramenem ve Střelci a ramenem v Perseovi. Jde o oblast s vyšší koncentrací galaktické látky směřující do souhvězdí Orionu, která obě tato spirální ramena propojuje. Z našeho pozorovacího stanoviště směřuje větší část tohoto výběžku směrem vně od galaktického jádra. Díky moderním astrometrickým observatořím, jako například GAIAGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna 19. 12. 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním bodě L2 soustavy Slunce-Země., lze ale dřívější prostorové mapy stále upřesňovat.

Poloha Sluneční soustavy mezi spirálními rameny ve Střelci a v Perseovi

Poloha Sluneční soustavy mezi spirálními rameny ve Střelci a v Perseovi. Výběžek Orionu pokračuje ještě dál za Perseovo rameno až k rameni v Labuti. Pojmenování spirálních ramen je dáno historicky povětšinou podle souhvězdí, do nichž se promítají jejich nejhustší části. Graf je znázorněn jako průmět do galaktické roviny. Galaktické jádro je v tomto zobrazení dole. Zdroj: NASA, Roberto Mura.

mlhoviny hvězdokupy v souhvězdí Střelce a v jeho okolí

Téměř přesně na opačnou stranu, než se nachází Orion, lze na obloze uvidět jedny z nejkrásnějších mlhovin a hvězdokup v souhvězdí Střelce a v jeho okolí. Na tomto snímku jsou nejjasnějšími objekty zleva (od severovýchodu) Orlí mlhovina M16, mlhovina Omega – Labuť M17, mlhovina Trifid M20 a mlhovina Laguna M8. Všechny tyto oblasti jsou známy jako hvězdné porodnice, v nichž dochází stále k tvorbě nových hvězd. Uprostřed snímku je hvězdné mračno Messier 24, které však není gravitačně vázanou soustavou hvěz jako většina sousedních hvězdokup a mlhovin. Zdroj: Jason Jennings.

Od Sluneční soustavy směrem k jádru Galaxie se nejblíže nachází rameno ve Střelci, jehož sklonSklon ramen – anglicky pitch angle, ψ, je úhel tangenciály ramene vůči kolmici k radiále vycházející z jádra galaxie měřený v rovině galaktického disku. je v tomto místě ψ = 12°. Na základě dat z katalogu SPICY (SPItzer/IRAC Candidate Young stellar objects) a astrometrických údajů Gaia EDR3 byly vytvořeny prostorové mapy, z nichž je zřetelné rozložení těchto mladých hvězdných soustav v nejbližším galaktickém okolí, tedy vlastně „tvary“ nejbližších struktur spirálních ramen. K vytvoření prostorové mapy bylo nutno zahrnout také vzájemné rychlosti jednotlivých soustav a prostorově související molekulová oblaka zmapovaná v rádiovém oboru. Tímto způsobem se podařilo objevit protáhlý útvar sestávající z nejméně 25 hvězdných formací v intervalu galaktické délky 4,0° až 18,5°, jehož sklon ψ = 56° a poměr délky vůči průměru je zhruba 7:1. Tato obří struktura zahrnuje již výše zmíněné Messierovy objekty M8, M16, M17 a M20. Pohyb celého útvaru je znatelně rovnoměrný ve směru rotace Galaxie || ≈ 240±3 km·s−1 (nepatrně více než je v tomto místě obvyklé). Pozorovaný sklon ψ = 56° je evidentně velmi vysoký a jde nejspíše o samostatný výběžek ze spirálního ramene ve Střelci směrem do centrální části Galaxie. Jelikož observatoř GAIAGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna 19. 12. 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním bodě L2 soustavy Slunce-Země. má schopnost zmapovat s obdobnou přesností veškeré objekty v kouli o poloměru zhruba vzdálenosti galaktického jádra, je možné, že obdobných útvarů bude objeveno ještě mnohem více.

Nově objevený výběžek galaktické látky

Nově objevený výběžek galaktické látky sestávající z mladých hvězdných formací a mlhovin, který vybíhá směrem od Sluneční soustavy do vnitřní části Mléčné dráhy se sklonem ψ = 56°. Zdroj: NASA.

Odkazy

  1. Michael A. Kuhn et al.: A high pitch angle structure in the Sagittarius Arm; arXiv:2107.05643 [astro-ph.GA]; 12 Jul 2021
  2. NASA JPL News: Astronomers Find a ‘Break’ in One of the Milky Way’s Spiral Arms; 17 Aug 2021
  3. Michael A. Kuhn et al.: SPICY: The Spitzer/IRAC Candidate YSO Catalog for the Inner Galactic Midplane; arXiv:2011.12961 [astro-ph.GA], 12 Jul 2021
  4. C. L. Dobbs, I. A. Bonnell, J. E. Pringle: The formation of molecular clouds in spiral galaxies; arXiv:astro-ph/0602103, 14 Jul 2006
  5. Debra Meloy Elmegreen: Properties of spurs in spiral galaxies; Astrophysical Journal 242 (1980) 528-532
  6. Debra Meloy Elmegreen, Bruce G. Elmegreen: The Onset of Spiral Structure in the Universe; arXiv:1312.2215 [astro-ph.GA], 8 Dec 2013
  7. Tamara T. Helfer et al.: The BIMA Survey of Nearby Galaxies (BIMA SONG). II. The CO Data; Astrophys.J.Suppl. 145 (2003) 259-328
  8. S. S. Savchenko, V. P. Reshetnikov: Pitch angle variations in spiral galaxies; Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 436/2 (2013) 1074–1083
  9. Rahul Shetty, Eve C. Ostriker: Global Modeling of Spur Formation in Spiral Galaxies; arXiv:astro-ph/0605142, 4 May 2006
  10. Eve Ostriker: Formation and Fragmentation of Gaseous Spurs in Spiral Galaxies; Princeton University
  11. C. L. Dobbs, D. J. Price: Magnetic fields and the dynamics of spiral galaxies; arXiv:0710.3558 [astro-ph], 18 Oct 2007
  12. Woong-Tae Kim, Eve C. Ostriker, James M. Stone: Three-Dimensional Simulations of Parker, Magneto-Jeans, and Swing Instabilities in Shearing Galactic Gas Disks; arXiv:astro-ph/0208414, 22 Aug 2002
  13. Jun Kataoka et al.: Origin of Galactic Spurs: New Insight from Radio/X-ray All-sky Maps; arXiv:2101.03302 [astro-ph.HE], 9 Jan 2021
  14. Misty A. La Vigne, Stuart N. Vogel, Eve C. Ostriker: A HST Archival Survey of Feathers in Spiral Galaxies; arXiv:astro-ph/0606761, 30 Jun 2006
  15. Kevin Jardine: Galaxy Map – Spurs and bridges
  16. Ivan Havlíček: Mléčná dráha je dvojramenná; AB 25/2008

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage