Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 3 – vyšlo 16. ledna, ročník 7 (2009) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

3/2009

Galaktické pronikání v Panně

Ivan Havlíček

Horké ionizované plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné 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. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. je známkou aktivních procesů při galaktickém vývoji. Při přibližování galaxiíGalaxie – 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 lze také pojímat jako galaktickou srážku či galaktické slučování, je přítomnost horkého plazmatu chápáno jako příznak právě probíhajícího procesu. V mnoha eliptických galaxiích je ale zřetelně pozorovatelná také HαH alfa – spektrální čára vodíku s vlnovou délkou 656,3 nm, která vzniká přechodem ze třetí energetické hladiny na druhou. Je součástí tzv. Balmerovy série spektrálních čar. emise. Záření Hα, spolu s rentgenovým zářením z jádra galaxie, v takové galaxii její mezihvězdnou látku evidentně ochlazuje. Eliptická galaxie M 86 se nachází poblíž jádra kupy galaxií v Panně. Tato nám nejbližší obří galaktická kupaGalaktická 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. čítá cca 160 členů velikostně srovnatelných s naší Galaxií, a v její centrální oblasti je, vyjma obřích eliptických galaxií, koncentrováno mnoho horkého mezigalaktického plynu. Předpokládáme, že vzájemným pohybem a prolínáním galaxií je z nich mezihvězdná látka vytrhována a postupně přechází do volného mezigalaktického prostoru, kde zvyšuje koncentraci látky mezi galaxiemi. Kupa je tedy tím starší, čím jsou eliptické galaxie v jejím středu větší (předpokládáme, že dorostly vzájemným slučováním menších jedinců) a čím více mezigalaktického plynu zde nalezneme.

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 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. 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. Galaktická 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.

M 86 je čočkovou eliptickou galaxií typu S0Galaxie S0 – typ galaxie s jasnou centrální výdutí a výrazným diskem, ve kterém nejsou patrná spirální ramena. Tento typ se nazývá čočková galaxie.. V jádru kupy v Panně je usazena obří eliptická galaxie M 87, jeden z nejnápadnějších galaktických objektů na obloze, vůči níž se M 86 pohybuje rychlostí 1 350 km·s⁻¹. Vše, co zde dokážeme pozorovat, se ovlivňuje navzájem. Následující text popisuje jevy v mezigalaktickém prostředí probíhající mezi eliptickou galaxií M 86 a spirální galaxií NGC 4438 pozorované na rozdílných vlnových délkách.

Rodinný portrét kupy galaxií v Panně ve viditelném světle.
Zdroj: National Cheng Kung University

Kupa galaxií v Panně v rentgenovém světle, které vysílá horký mezigalaktický plyn. Nejvyšší koncentrace plynu (žlutozelené oko v centru snímku) je kolem centra kupy, v němž je usazena galaxie M 87. Další dvě plynné zhuštěniny, zobrazené žlutě, jsou kolem galaxií M 86 a M 84 v horní pravé části snímku. Snímek je orientován obdobně jako výše uvedený rodinný portrét ve viditelném světle. Zdroj: ROSAT.

Mezi jednotlivými galaxiemi v kupě se podařilo velmi složitým způsobem zobrazování pomocí zařízení MOSAIC na čtyřmetrovém dalekohledu Mayall na observatoři Kitt PeakKPNO – Kitt Peak National Observatory. Observatoř byla založena v roce 1958, leží 90 km jihozápadně od Tusconu. Observatoři patří tři velké dalekohledy a hostí 19 dalších dalekohledů a dva radioteleskopy různých organizací. rozeznat mezihvězdný plyn v mnohem detailnějším měřítku. Zobrazené detaily zde odpovídají kupám hvězd, či hvězdných koncentrací. Z prostorového rozložení naměřených rychlostí tohoto lze pak popisovat časový průběh mezigalaktických interakcí. Snímkování v širokém záběru mezi dvěma galaxiemi M 86 a NGC 4438 odhalilo komplikovanou strukturu vodíkových oblastí viditelnou v čáře HαH alfa – spektrální čára vodíku s vlnovou délkou 656,3 nm, která vzniká přechodem ze třetí energetické hladiny na druhou. Je součástí tzv. Balmerovy série spektrálních čar., která se vůči oběma členům kupy pohybuje v různých místech rozdílnými rychlostmi. Je tak možné v tomto místě přímo pozorovat, nakolik je mezihvězdné prostředí ovlivňováno blízkostí galaxií, a snad bude možné i vysledovat, jakým způsobem je vývoj struktury ovlivňován gravitací.

Snímek galaxií M 86 a NGC 4438 se zobrazenými vodíkovými oblaky svítícími v čárách Hα_[N II]. Jako podklad byl použit barevný snímek pořízený při přehlídce SDSSSDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m.. Velmi slabě svítící Hα emise byla zdůrazněna zvýšením kontrastu. Oblasti Hα_[N II] pohybující se malými rychlostmi (< 500 km·s⁻¹) jsou zbarveny červeně, emise Hα_[N II] vysokých rychlostí (> 2 000 km·s⁻¹) je zobrazena zeleně. Nízkorychlostní emise je přičítána plynu vytrženému z galaxie NGC 4438 kolidující s galaxií M 86, který je postupně ohříván. Vysokorychlostní oblaka plynu jsou pozorována poblíž NGC 4388 ve spodním pravém rohu snímku. Tento plynný most ale není protažen až k M 86 a z dosud provedených pozorování není prozatím jasné, co jej způsobuje. Zdroj: University of Chicago.

Celkový snímek oblasti M 86 a NGC 4438 v R pásmuPásmo R – frekvenční pásmo elektromagnetického záření s frekvencemi od 26,5 GHz do 40 GHz. Jde o vlnové délky od 0,75 cm do 1,1 cm. včetně souřadnicové sítě (nahoře). Prostřední kompozice zobrazuje souvztažnost emise Hα_[N II] (černobílý podklad) s intenzitou RTG záření mezihvězdného prostředí zobrazeného satelitem 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. (červeně) a emisí H I zachycenou 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. (modré kontury). Souvztažnost intenzivního RTG a H I vyzařování je evidentní a odpovídá i emisi Hα. Na spodní kompozici jsou zobrazeny rychlosti jednotlivých vodíkových filamentů, které se podařilo rozlišit. Zdroj: University of Chicago.

Obraz morfologie Hα oblastí v M 86 je velmi ucelený. Jsou zde rozpoznatelné komplikované vláknité struktury s řadou podrobností, které jsou ale oproti očekávání chudé na H II oblastiH II oblasti – část mezihvězdného prostoru, ve kterém se nachází ionizovaný vodík. Vodík je ionizován UV zářením z blízkých obřích hvězd spektrálního typu O a B. Tyto hvězdy mohou ionizovat vodík na vzdálenosti až stovek světelných let. Teplota H II oblastí se pohybuje v intervalu 10 000 K až 20 000 K a má koncentraci v řádu desítek atomů v centimetru krychlovém. Nejznámější H II oblastí je například velká mlhovina v Orionu M42., obdobu uzlových zhuštěnin. Očekávané H II uzlové oblasti jsou přitom obvykle zdroji FUV, a bývají identifikovány jako hvězdné líhně. Byly zde bezpečně rozpoznány čtyři velké Hα oblasti, které vyplňují zobrazovaný mezigalaktický prostor. Nejsilnější Hα emise pochází z jádra M 86 a excentricky se odtud rozpíná jižním směrem. Je rozměrově srovnatelná s centrální oblastí galaxie M 86 – úhlově jde o oblast 1´ až 2´. Druhou je, ve viditelné oblasti s ničím nekorespondující, rozšíření plynoucí z jádra NGC 4438 a pokračující západním směrem k galaxii M 86 obří smyčkou o velikosti 5´. Jde tedy o útvar velký jako celá NGC 4438 zobrazená ve viditelném světle. Tvarově však tyto oblasti, až na část poblíž jádra NGC 4438, sobě neodpovídají. Třetí oblastí je smyčka v rozsahu 2´ až 8´ (10 až 40 kpcParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).) tryskající severozápadním směrem z jádra M 86. Tato smyčka je z jádra protažena jako velmi tenká vláknitá struktura v poměru průřezu k délce 1 : 50. Předpokladem pro vytvoření a udržení takového vlákna je minimální turbulence v této oblasti mezihvězdného prostředí. Tato smyčka odpovídá prostorově také RTG vyzařování a rádiovému záření neutrálního vodíku. Jako čtvrtá je rozeznatelná struktura táhnoucí se jako spojovací most mezi oběma galaxiemi. Velikostně jde o oblast velikou 23´ neboli 120 kpc. Tato struktura vyzařující na Hα se v různých místech pohybuje různě rychle a je zde zřetelně čitelný rychlostní gradient mezihvězdné látky mezi oběma galaxiemi.

Z výše uvedeného pozorování lze usuzovat, že v minulosti se obě galaxie prolnuly. Méně hmotná NGC 4438 prolétla obří spirální galaxií M 86 a pozorované emise Hα jsou trosky mezihvězdné látky vytržené ze zborcené a rozkolísané galaxie NGC 4438. Hvězdný disk spirální galaxie NGC 4438 si sice podržel svoji celistvost, ale vnější spirální ramena jsou deformována slapovými silami natolik, že se dnes nacházejí evidentně mimo původní galaktickou rovinu. Mezihvězdná látka je zde oproti hvězdám z původní galaktické struktury vytržena a roztroušena a reprezentuje stopy této galaktické kolize. Je také možné, že se této kolize účastnila i galaxie NGC 4435, která se dnes nachází v těsné blízkosti galaxie NGC 4438. Pravděpodobný scénář celé události lze popsat následovně: galaxie NGC 4438 prolétla z našeho pohledu proti nám zpoza galaxie M 86. Galaktická jádra se přitom minula ve vzdálenosti ne větší než 10 kpc. Průnik obou struktur rychlostí kolem 1 000 km·s⁻¹ způsobil zpomalení galaktického plynu obou galaxií. Mezihvězdná látka postupně opouští hvězdné struktury galaxie NGC 4438 a galaktický plyn v galaxii M 86 se takto převzatou energií ohřívá a září v RTG. NGC 4438 tak mohla přijít až o 5×10⁹ M_S. Galaktická kolize se tak stala podstatným zdrojem energie pro mezihvězdnou látku obří galaxie M 86. Je také možné, že v podobných srážkách takto získaná energie bývá nakonec soustředěna v centrální oblasti a stává se zdrojem vyzařování v obřích eliptických galaxiích s aktivním jádrem (AGNAGN – 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.).

Klip týdne: Tykadla

Tykadla. Klip ukazuje srážku dvou galaxií NGC 4038 a NGC 4039 v souhvězdí Havrana. Animace začíná srážkou dvou galaxií, při které hvězdy a plyny vyvržené z galaxií vytvoří dlouhé oblouky. Následující srážka dvou obřích plynných centrálních oblastí zažehne překotnou tvorbu hvězd. V podrobnějším pohledu vidíme, že hmotnější hvězdy velmi rychle dospívají (za několik milionů roků) a končí svůj život explozí supernovy. Důsledkem je obohacení mezihvězdného prostředí o těžké prvky a zahřátí plynu. Animace v závěru přejde ve snímek Tykadel pořízený rentgenovou observatoří Chandra. Zdroj: Chandra. (mpg, 8 MB)

Odkazy