Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 22 – vyšlo 30. května, ročník 3 (2005) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

22/2005

Velké galaktické skvrny Blob B6

Jiří Kožík

Před pěti lety byla poprvé pozorována obří oblaka horkého vodíku v oblasti označované Blob B6, která astronomové nebyli schopni zařadit mezi známé astrofyzikální objekty. Oblaka horkého vodíku byla objevena v 11 miliard světelných let vzdálených galaktických strukturách, tzv. „pařeništi“, které obsahuje tisíce mladých galaxií. Pařeništěm galaktických struktur je galaktické vlákno v souhvězdí Jeřábu. Vlákno je oblastí mezihvězdné látky v délce 350 milionů světelných let, která je složena převážně z vodíku a ze zárodků budoucích objektů. V tak obrovsky vzdáleném a tudíž mladém vesmíru jsou na sebe galaxie namačkány mnohem hustěji než dnes, protože se od té doby vesmír mnohonásobně zvětšil a mezi galaxiemi je dnes více volného prostoru.

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. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry. 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. HVC – High Velocity Clouds, ostře ohraničená oblaka plynů padající do Galaxie z mezigalaktického prostoru. Mají vysoké radiální rychlosti (větší jak 200 km/s). Při průchodu galaktickou koronou se rozzáří podobně jako meteor při průchodu atmosférou. Spektrum oblaků HVC je obdobné spektru hvězd v počátečních fázích hvězdného vývoje, chybí absorpční čáry pozdních stadií hvězd. Velmi často lze zjistit rychlou rotaci oblaků HVC, která dopplerovsky rozšiřuje spektrální čáry. Usuzujeme-li z jejich vysoké svítivosti, pak se tato oblaka nalézají ve vzdálenostech desítek kpc. Jejich podrobná struktura a fyzikální mechanizmus vyzařování však nejsou známy především proto, že lze jen velmi obtížně určit jejich vzdálenost. ULIRG – Ultra Luminous InfraRed Galaxies, velmi jasné galaxie zářící převážně v infračervené části spektra. Galaxie ULIRG byly poprvé popsány v roce 1972 a soustavně objevovány družicí IRAS v roce 1983. Další vlna sledování probíhá dnes – pomocí dalekohledu SST (Spitzer Space Telescope). Zdá se, že galaxie ULIRG jsou ve vesmíru stejně četné jako kvasary. Nejbližší je Arp 220 (vzdálenost 250×106 l.y.) v souhvězdí Hada. Je stokrát svítivější než naše Galaxie, maximum má ale v IR oboru. Blízké galaxie ULIRG pravděpodobně vznikly srážkou galaxií, během které se začaly rychle tvořit nové hvězdy. Vzdálenější obří galaxie ULIRG by mohly být předchůdci kup galaxií. SST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. HST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.

Dr. Harry Teplitz a James Colbert ze Spitzer Science Center zveřejnili výsledky pozorování obřích galaktických skvrn v lednu 2005 na 205. konferenci Americké astronomické společnosti v San Diegu. Oba jsou členy týmu, který pracuje s kosmickým dalekohledem SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology., který pozoruje oblohu v infračervené oblasti. Skvrny se jeví v infračerveném oboru o něco větší než 400 000 světelných let a jsou to velmi horké oblasti, které vyzařují 10¹⁰ krát více energie než Slunce. Uvnitř každé skvrny byly rozpoznány vždy nejméně dvě galaxieGalaxie – 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. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry., které tvoří jádro každé takové oblasti. Oblak vodíku, který galaxie obklopuje je vždy nejméně desetkrát větší než samotné galaxie. Tyto galaxie se pravděpodobně nacházejí ve stádiu vzájemného slučování. Přestože ve viditelném světle je vůbec nevidíme, tak z měření SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. vyplývá, že jsou nejjasnějšími galaxiemi jaké dosud známe. Každá taková galaxie vyzáří řádově 10¹² krát víc energie než Slunce.

Vlevo horká vodíková oblast Blob B6 ve viditelném světle, vpravo ve světle infračerveném. V infračerveném světle jsou zřetelné tři jasné galaxie svítící jako triliony Sluncí. Levý snímek byl pořízen pomocí Blanco Telescope na Cerro Tololo Inter-American Observatory v Chile. Pravý snímek byl snímán 9 hodin pomocí observatoře SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. na vlnové délce 24 μm.

Záhada je v tom, kde vodíková oblaka berou energii pro tak obrovskou zářivost pozorovaného zdroje, tedy jaký mechanismus je příčinou tak extrémního zahřívání. Odpověď by mohla být ukryta v galaxiíchGalaxie – 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. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry., které byly objeveny v jádře oblaků. Tyto objekty jsou ale pro extrémní vzdálenost, ve které se nacházejí, pozorovány s velmi malým rozlišením a u blízkých objektů takový extrémní výron energie z galaktického halóGalaktické 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. zase nepozorujeme. Jedna z cest, která by astronomy mohla dovést k cíli, je studium vzájemného slučování galaxií, při němž by horký plyn unikat mohl. Slučování galaxií jsme dnes schopni pozorovat například na objektu zvaném Tykadla, vzdáleném 68 milionů světelných let, kde vidíme vznikat nové hvězdy a prachem zahalené jádro.

Tykadla – NGC 4038/4039, galaktická kolize ve vzdálenosti 68 milionů světelných let
v souhvězdí Poháru. Zdroj: NOAO (viditelný obor)/NASA (IR obor, SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology.).

Nikde u blízkých objektů však nedochází k uvolnění tak vysoké energie jako v oblacích pozorovaných dalekohledem SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology.. Výsledkem takové srážky může snad být útvar podobný objektu „Kolo od vozu“.

Galaxie Kolo od vozu, jejíž tvar je důsledkem galaktické srážky, a kde dnes dochází k překotné tvorbě nových hvězd. Kolo od vozu je ve vzdálenosti 500 milionů let v souhvězdí Sochaře. Zdroj: HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. (WFPC 2), 1995.

Různé galaktická kolize nasnímané pomocí HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.. Původní galaktické útvary se přetvářejí do jedné velké galaxie. Kolize jsou provázeny vyvrhováním mezihvězdné látky do prostoru a bouřlivou tvorbou nových hvězd. Zdroj: HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. (WFPC 2), 1999.

Ve vzdálenosti 3 miliard světelných let pozorujeme objekt se třemi velmi svítivými infračervenými galaxiemi ULIRGULIRG – Ultra Luminous InfraRed Galaxies, velmi jasné galaxie zářící převážně v infračervené části spektra. Galaxie ULIRG byly poprvé popsány v roce 1972 a soustavně objevovány družicí IRAS v roce 1983. Další vlna sledování probíhá dnes – pomocí dalekohledu SST (Spitzer Space Telescope). Zdá se, že galaxie ULIRG jsou ve vesmíru stejně četné jako kvasary. Nejbližší je Arp 220 (vzdálenost 250×10⁶ l.y.) v souhvězdí Hada. Je stokrát svítivější než naše Galaxie, maximum má ale v IR oboru. Blízké galaxie ULIRG pravděpodobně vznikly srážkou galaxií, během které se začaly rychle tvořit nové hvězdy. Vzdálenější obří galaxie ULIRG by mohly být předchůdci kup galaxií., které se slučují do většího útvaru. Při tomto procesu vzniká infračervené záření, protože bouřlivým chováním hvězd narozených při galaktické srážce se mezihvězdná látka tvořená v hustých oblastech zejména prachem, ohřívá. Něco podobného se může dít i u objektu Blob B6 ve vzdálenosti 11 miliard světelných let, ale ve větším měřítku a za přítomnosti černých děr v jádrech slučujících se galaxií, které tento efekt mohou ještě zesílit. Takovým způsobem mohly vzniknout obrovské horké eliptické galaxie, které postupem času chladly. Také zde můžeme být svědky vzniku kvazarůKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a ob­rov­ský zářivý výkon v celém spektru (10³⁵ až 10⁴⁰ W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno roz­pí­ná­ním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty., u nichž se předpokládá, že vznikly srážkou několika galaxií za vzniku supermasivní černé díry. Mladé kvazaryKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a ob­rov­ský zářivý výkon v celém spektru (10³⁵ až 10⁴⁰ W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno roz­pí­ná­ním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. navíc pozorujeme zahalené v oblaku plynu, což by mohl být „oblak“ v pozdějším stádiu a potvrzovalo by to tuto teorii.

Umělecky ztvárněné slučování galaxií, které očekáváme v oblasti Blob B6.
Zdroj: CALTECH.

Protože však zatím nejsme schopni podrobněji rozlišit ani popsat samotné galaxieGalaxie – 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. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry. v centru oblaků, nemůžeme porozumět procesu jejich vzájemného slučování. Všechny jevy zde probíhají za zcela jiných podmínek, než jaké známe z našeho blízkého okolí. Jen soustavným pozorováním takto vzdálených jevů bude možno lépe poznat procesy, které utvářely objekty raného vesmíru, a ze kterých se později vytvořily útvary, které známe v současnosti.

Odkazy