Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 36 – vyšlo 23. září, ročník 9 (2011) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

36/2011

Prstencové galaxie

Ivan Havlíček

Galaxie jsou hvězdné ostrovy čítající na stovky miliard hvězd a hmotností srovnatelné množství mezihvězdné látky. Od Hubbleových dob, kdy byly galaxie rozpoznány jako samostatné soustavy srovnatelné s Mléčnou dráhou, byly tříděny a klasifikovány podle nejrůznějších kritérií. Prvním z nich byl pochopitelně jejich tvar. Vznikla tzv. Hubbleova klasifikace, která je používána dodnes (viz AB 25/2008), a pro nejrůznější účely je toto základní rozřazení nejrůzněji rozšiřováno. Už na prvních fotografických palomarských přehlídkách oblohy bylo zachyceno mnoho galaxií, které neměly tvary natolik pravidelné, aby se daly jednoduše zařadit. Nepravidelné galaxie mají mnoho podob a mnohé z nich jsou nepravidelné jen ve viditelné oblasti světla. To však nemohlo být známo prvním průkopníkům galaktických klasifikací. Velké palomarské fotografické snímkování oblohy skončilo v roce 1956. Z něho vycházel katalog Haltona Arpa z roku 1966, který obsahuje 338 nepravidelných galaktických soustav. Je zde velmi podrobná tvarová klasifikace nejrůznějších galaktických roztodivností. V samostatné třídě jsou zde uvedeny celkem tři galaxie s přidruženým prstencem. Galaxie s koncentrickými prstenci jsou zde uvedeny v jiné skupině a Arpův katalog jich obsahuje pět. Tedy žádná velká sláva, galaxií s prstencem je na nebesích jako šafránu. Jde však o velmi zajímavé a dynamické objekty, které jsou galaktickými astronomy neustále vyhledávány a podrobně studovány.

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. GALEX – Galaxy Evolution Explorer, kosmický dalekohled NASA určený ke studiu galaxií v ultrafialovém oboru. GALEX pracuje od roku 2003. Hlavním přístrojem je Cassegrainův dalekohled o průměru primárního zrcadla 50 cm. Dalekohled zobrazí oblast o průměru 1,2°. Pracuje v FUV pásmu (135÷175 nm) a NUV pásmu (175÷280 nm) s rozlišením 6÷8 úhlových sekund. Observatoř také pracuje v režimu s rozlišením 1 úhlové sekundy pro astrometrii a UV záření kosmického pozadí. Chandra – 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″.

Snad nejznámější prstencovou galaxií ve viditelném oboru je Hoagův objekt. Art Hoag jej objevil v roce 1950 a původně si myslel, že jde o planetární mlhovinuPlanetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech. obklopující jasnou hvězdu. Teprve v průběhu sedmdesátých let se ukázalo, že jde o prstencovou galaxii. Původně jde snad o spirální galaxii. Náznak spirálních ramen je v prstenci ještě patrný. Ze souvislé galaxie ale dnes zůstalo jen osamocené jádro a okrajové oblasti disku, které s ním nejsou nijak zřetelně propojeny. V průhledu jsou vidět i vzdálené galaxie. Vzdálenost objektu je 600 milionů světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km.. Zdroj: HST.

Objektem, který na první pohled na prstencovou galaxii nevypadá, je Sombrero v souhvězdí Panny. Flammarion tento objekt zařadil do Messierova katalogu pod číslem M 104. Galaxie je známa amatérským astronomům, jelikož je viditelná už v sedmicentimetrovém dalekohledu. To, že jde ve skutečnosti o prstencovou galaxii, odhalil až Spitzerův dalekohledSST (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.. Rovina disku je příliš sklopená, než aby bylo možné v přesvětlené střední části rozpoznat ve viditelném světle hvězd podrobnější velkorozměrovou strukturu. Horní snímek je ve viditelné oblasti z 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.. Tento objekt by mohl být i obyčejnou spirálovou galaxií. Dole, v oblasti infračervené, na snímku pořízeném Spitzerovým dalekohledem, září v infračerveném světle již velmi zřetelně od jádra oddělený chladný prachový prstenec. Vzdálenost 28 milionů světelných roků. Zdroj: SST/CalTech.

V sedmdesátých letech byly hledány první scénáře vzniku prstencových galaxií. Díky výpočetní technice se podařilo Rogeru Lyndsovi a Alaru Toomrovi namodelovat vznik prstence při průniku pravidelné diskové soustavy menším objektem. Výsledek publikovali v roce 1976. Simulacemi se snažili vysvětlit podrobná pozorování prstencové soustavy galaxie II Hz 4. Nalezené dynamické scénáře docela dobře odpovídaly dnešnímu stavu soustavy a naměřeným rychlostem vzdalování a rozšiřování prstence.

Průnik kompaktního tělesa dvoutřetinové hmotnosti diskovou strukturou v kolmém směru na rovinu disku. Disková struktura má soustředěnu celou třetinu hmotnosti v jádru. Za vzniku rezonančních vln se z talířovité souvislé diskové struktury vytváří prstencový tvar. V horní řadě je celá soustava reprezentována geometricky, pod ní za pomoci bodů. Dolní řada znázorňuje řez tímtéž kolmo na rovinu původního disku. Zdroj: Harvard.

Idealizovaný model soustavy II Hz 4 z práce Lyndse a Toomra. Volbou vzájemných hmotností, struktur a vektorů kolize bylo možné simulaci přiblížit reálně pozorovanému objektu. Spodní řada je již velmi podobná současným fotografiím galaxie II Hz 4. Celý proces galaktického pronikání a vzniku prstence se časově odehrává ve stovkách milionů roků. Zdroj: Harvard.

Galaktická soustava II Hz 4, která se stala základem pro matematické simulace vzniku prstencových galaxií. Snímky jsou pořízeny v různých spektrálních pásmech v rozlišení dvoumetrovým dalekohledem. Zdroj: Inaoep.

Snímky prstencové galaxie Arp 147 ve Velrybě ve vzdálenosti 440 milionů světelných roků. Na horní řadě je postupně zleva infračervený snímek z 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., viditelný snímek z 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., ultrafialový snímek z observatoře GALEXGALEX – Galaxy Evolution Explorer, kosmický dalekohled NASA určený ke studiu galaxií v ultrafialovém oboru. GALEX pracuje od roku 2003. Hlavním přístrojem je Cassegrainův dalekohled o průměru primárního zrcadla 50 cm. Dalekohled zobrazí oblast o průměru 1,2°. Pracuje v FUV pásmu (135÷175 nm) a NUV pásmu (175÷280 nm) s rozlišením 6÷8 úhlových sekund. Observatoř také pracuje v režimu s rozlišením 1 úhlové sekundy pro astrometrii a UV záření kosmického pozadí. a RTG snímek z 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″.. Úplně napravo je pak pro srovnání fotografie z původního Arpova katalogu z roku 1966. Spodní snímek je prolnutím všech čtyř výše rozložených současných záznamů. Levá galaxie byla původně eliptickou, pravá, z níž zůstal jen prstenec, byla pravděpodobně spirální. Žhavé oblasti svítící v rentgenovém oboru prozrazují velmi hmotné hvězdy hroutící se do neutronových hvězd a černých děr. Jejich závěrečné exploze ohřívají okolní galaktický plyn natolik, že září v RTG. Na snímku z Chandry je tak vidět vlastně prstenec černých děr. Zdroj: Chandra.

Velmi podobným objektem je Kolo s loukotěmi v souhvězdí Sochaře. Řada snímků v jednotlivých spektrálních oborech zařazená svisle vpravo byla pořízena opět (shora) observatořemi Chandra, GALEX, HST a SST. Na horním snímku vpravo je v rentgenové oblasti vidět zřetelné propojení všech tří účastníků galaktické bouračky horkým mezigalaktickým plynem. Jak ve vnějších oblastech nového prstence, tak i u obou vzdalujících se satelitů jsou patrné horké skvrny aktivních oblastí zanikavších hvězd. Soustava je vzdálena 400 milionů světelných roků. Zdroj: Chandra.

Dnes je známo mnoho desítek prstencových soustav, které potvrzují a zpřesňují naše představy o galaktickém prolínání a procesech, které přitom probíhají. Galaxie jsou obrovské soustavy, jejichž prolínání zabere odpovídající množství času, i když probíhá pro nás nepředstavitelnými rychlostmi stovek až tisíců kilometrů za sekundu. I tak ale tyto procesy trvají stovky milionů roků. Cokoliv takového dnes u galaxií pozorujeme, je vlastně jen statickým obrazem probíhajících dějů. Do minulosti lze ale díky rozpínajícímu se vesmíru předpovídat podobné děje v mnohem četnějším měřítku (dříve byly galaxie k sobě blíže) a pokud se takové procesy podaří pozorovat, bude užitečné srovnat je s blízkými objekty. Takovým velmi vzdáleným galaktickým prstencem je objekt 2MASX J06470249+4554022, který byl přejmenován na Kolo ve Vozkovi (Auriga Wheel). Je od nás obrovsky vzdálen, jeho červený kosmologický posuvKosmologický 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. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. z = 0,111. Je tedy obdivuhodné štěstí, že se podařilo v takové vzdálenosti (cca 1,5 miliardy světelných roků) rozpoznat prstencovou galaxii. Pro srovnání – celooblohové galaktické přehlídky končí zhruba na této vzdálenosti pro neproniknutelnost prostoru přes blízké objekty a mezigalaktickou látku. Do větších vzdáleností je možné se dívat jen velmi úzkými průhledy v blízké matérii. Objekty v těchto vzdálenostech už velmi obtížně dokážeme tvarově klasifikovat. V mnoha případech jde jen o svítící body a matné obrysy větších soustav.

Objevitelský snímek Kola ve Vozkovi, který byl necíleně pořízen při jiném úkolu. Levý obraz je pořízen v pásmu g (v okolí vlnové délky 472,3 nm), pravý v pásmu r (v okolí vlnové délky 764,1 nm) zařízením SUPRIME-CAM umístěným v ohnisku dalekohledu Subaru dne 9. 11. 2007. Zdroj: [1].

Interpretace Kola ve Vozkovi po provedení podrobné fotometrie a spektrální analýzy. Spektrální analýza byla provedena přístrojem GMOS-N (Gemini Multi-Object Spectrograph North) podél žlutých linií – na obrázku je naznačena orientace vstupních štěrbin spektrografu. Zřetelné jsou části prstence R1 a R2, které jsou zaznamenány na spektrogramu a byly přiřazeny k soustavě s jádrem N1. Galaxie s jádrem N2 je galaxie raného typu, prstencová patrně vznikla právě kolizí, a jde tedy o pozdější formaci. Hmotnosti obou soustav lze ze získaných údajů odvodit na 3±1×10⁸ M_S pro N1 a 8±2×10⁸ M_S pro N2.  Zdroj: [1].

Zatím to vypadá, že při „té správné“ poloze a poměru vzájemných hmotností pronikajících se galaktických soustav vznikne prstencová struktura zákonitě. Je dokonce velmi pravděpodobné, že se tak dělo i v hluboké minulosti. Při takových galaktických pronikáních vznikají nové hvězdy v mnohem větším měřítku a na menším prostoru než při jiných známých procesech. Je proto možné, že se podaří pozorovat i vznik a zánik hvězd srovnatelných s prvními vesmírnými generacemi hvězd. Prozatím jen z nepřímých důkazů a pozorování odvozujeme, že první hvězdy, které ve vesmíru vznikly, byly o několik řádů hmotnější než dnešní pozorované objekty a žily díky tomu extrémně krátkou dobu. Při vznikání galaktických prstenců je pravděpodobné, že budou vznikat také extrémně velké hvězdy s krátkou životností. Prozrazují to snímky v rentgenovém oboru, na nichž je patrný horký plyn ohřívaný okolím obřích , do nichž se velké hvězdy přetvořily.

Klip týdne: Prstencová galaxie Arp 147

Prstencová galaxie Arp 147. Na snímku prstencové galaxie Arp 147 se prolíná obraz ve viditelném světle pořízený Hubbleovým vesmírným dalekohledem se záznamem rentgenové observatoře Chandra. Prsten původně spirální diskové struktury viditelný vpravo se v rentgenovém oboru rozzáří oblastmi bohatými na černé díry. Struktura je výsledkem srážky či spíše prolínání dvou galaxií. Předpokládá se, že dříve docházelo ve vesmíru ke srážkám galaxií mnohem častěji než dnes. Výsledná struktura patří k relativně vzácným prstencovým galaxiím. (avi/xvid, 4 MB)

Odkazy