Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 40 – vyšlo 21. října, ročník 9 (2011) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

40/2011

Přehlídkový projekt CLASH

Ivan Havlíček

Logo projektu CLASH - (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble).

Temná 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. 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. Gravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979. Supernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku.

Existence temné hmoty ve vesmíru je dnes všeobecně uznávanou kosmologickou skutečností. Jde o entitu, kterou činíme odpovědnou za soudržnost galaktických kup a srovnatelně velkých nadgalaktických struktur. V měřítku sluneční soustavy se prakticky neprojevuje nebo se astronomům prozatím nepodařilo měřitelné projevy odhalit. Temné hmoty je ale ve vesmírném prostoru zhruba šestkrát více než hmoty baryonovéBaryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru., ze které jsou veškerá viditelná tělesa, hvězdy a mezihvězdná látka. Jde tedy o velmi významnou složku vesmírné kompozice. Byla navržena v polovině třicátých let jako potřebná konstrukce zajišťující soudržnost galaktické kupy ve Vlasech Bereniky. V šedesátých letech pak byla tato hypotéza přijata i jako nezbytný předpoklad pro udržení celistvosti celé naší galaktické soustavy – Mléčné dráhy. V posledních dvou dekádách dvacátého století pak proběhlo několik projektů, které se cíleně zabývaly hledáním čehokoliv, co by mohlo vysvětlit napozorovaná data a mohlo být onou hledanou entitou. Postupně byly vylučovány drobné objekty ze známé baryonové hmoty jako například skryté hvězdy, hnědí trpaslíciHnědý trpaslík – hvězda s tak malou hmotností (13÷80 M_J), že teplota v nitru nikdy nedosáhne bodu vzplanutí dostatečně energetických termojaderných reakcí (alespoň 8×10⁶ K). Dalšímu stlačování vlivem gravitace a tím i nárůstu teploty zabrání elektronová degenerace. Od planet se liší tím, že emituje po dobu několika miliard let viditelné světlo (planeta září v IR)., 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., drobná tělesa typu planetPlaneta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce. apod. Je možné, že se na tom, co souhrnně označujeme temnou hmotou, také nějakou měrou tyto objekty podílejí, netvoří však s jistotou její významnou část. Další možnost, že by mohlo jít o subatomární částice známé či neznámé povahy, zůstala prozatím také nepotvrzena. Některé experimenty byly ukončeny, jiné probíhají a také se chystají nové, které v pátrání po podstatě temné hmoty navazují většinou na neúspěchy předchozích. Víceméně jediné, co dnes o temné hmotě dokážeme s jistotou říci je, že jde o něco, co vytváří struktury v měřítku galaxií a větším. Dále víme, že se temná hmota projevuje gravitačněGravitační 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. a lze ji tedy odhalit z jejích gravitačních projevů na svítící, lépe detekovatelnou látku. Z gravitačních projevů viditelné baryonové látky, pokud se podaří změřit její dynamické charakteristiky, lze tedy dopočítat rozložení temné hmoty, která se nachází v jejím bezprostředním okolí. Příkladem takto zmapované struktury jsou blízké galaktické kupy, ale také například galaktická kupa 1E 0657-56, ve které dochází při pronikání dvou kup současně k ovlivňování související struktury temné hmoty.

Dalším ze způsobů, jak odhalit temnou hmotu, je využití jejího vlivu na světlo. Velmi hmotné struktury způsobí zkreslení obrazu vzdálených viditelných objektů, jestliže stojí v cestě mezi nimi a pozorovatelem. Jde o známý jev gravitačního čočkováníGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979., který byl již mnohokrát pozorován a popsán a je vysvětlitelný pomocí obecné teorie relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.. Ponejprv se při předpovědi gravitačního čočkování astronomové a fyzikové domnívali, že půjde o velmi řídké případy, které snad ani nebudou moci být využity. Pozorovat gravitační čočku se s tehdejší technikou v první polovině minulého století zdálo příliš nepravděpodobné. Po vypuštění Hubblova vesmírného dalekohleduHST (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. se ale situace radikálně změnila. Dnes jsou známy stovky případů pozorovaných zkreslených obrazů vzdálených objektů, jejichž příčinou je gravitační čočkování a které lze využít pro systematický výzkum vzdálených oblastí vesmíru. Pilotním projektem mapování temné hmoty v úzké části oblohy byl v roce 2007 projekt COSMOS (Cosmic Evolution Survey, viz [9]), který zmapoval oblast 1,5° × 1,5° do hloubky 6,5 miliardy roků. Ze získaných časoprostorových řezů svítících struktur se pak podařilo dopočítat historicky první časoprostorovou mapu temné hmoty.

Gravitační čočkování vzdálenými galaxiemi ještě vzdálenějších objektů. Jde o šest vybraných exemplářů ze 67 velmi silně čočkujících galaxií zachycených při projektu COSMOS. Zdroj: HST

Projekt CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble) je novým z přehlídkových projektů ambiciózního snímkování hlubokých výseků vesmíru na hranicích dostupnosti 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.. Tentokrát jde poprvé o celooblohovou přehlídku. Jelikož je nemožné v takovém rozsahu s požadovanou přesností zmapovat ve velmi vysokém rozlišení celou oblohu, bylo vybráno ve všech směrech jen 25 galaktických kup ve velkých vzdálenostech, které byly vytipovány na základě předchozích přehlídek. Tyto jsou postupně snímkovány dlouhými expozicemi pokrývajícími celé spektrum, ve kterém HST pracuje. Galaktické kupyGalaktická 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. byly vybrány ve vzdálenostech odpovídajících intervalu 0.15 < zKosmologický 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. < 0.9. Druhým kritériem pro zařazení do programu byla míra čočkování vyjádřená jako tzv. Einsteinův poloměr. Jde o poloměr zobrazených čočkovaných oblouků vzdáleného objektu, které se vytvářejí kolem čočkující galaxie nebo galaktické kupy. Čím jsou oblouky od čočkujícího jádra kupy ve větší zdánlivé vzdálenosti, tím silnější gravitační čočku pozorujeme. Poloměr se dá přímo změřit na pořízeném snímku v úhlové míře. Dvacet ze sledovaných kup má Einsteinův poloměr v hodnotách 15“ ÷ 30“. Pět kup sem bylo zařazeno právě kvůli extrémně vysoké hodnotě Einsteinova poloměru. Jeho hodnoty se pohybují v intervalu 35“ ÷ 55“. Pozorovací program pro každou kupu je prováděn v celkem šestnácti vybraných pásmech pomocí kamer 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. a WFC 3WFC 3 – nejnovější CCD kamera instalovaná při čtvrté servisní misi (v roce 2009) na HST. Obsahuje CCD matici 1024×1024 pro infračervený obor (vlnové délky 800÷1700 nm) a další dvě CCD matice 2048×4096 pro vizuální a ultrafialový obor (200÷1000 nm). Jde o nejdokonalejší přístroj instalovaný na HST.. Jelikož jde o velmi vzdálené a tedy i velmi slabé světelné zdroje, snímání pro každý jednotlivý filtr zabere od jednoho do dvou oběhů HST. Čočkované oblouky vzdálených objektů svítí v rozsahu magnitudMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). 25 až 28. Pro přesné fotometrické vyhodnocení záznamu je možno použít řadu úzkopásmových filtrů. Srovnáním získaných záznamů tak lze s dostatečnou přesností určit nejen obrazové zkreslení, ale zejména červený 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. čočkovaného objektu a tedy stanovit jeho časoprostorové určení. Zhruba lze odhadnout pořízení všech potřebných snímků pro jednu galaktickou kupu v horizontu 20 oběhů. Snímkování bylo rozplánováno na tři roky a projektu by mělo být věnováno celkem 524 oběhů HST. Jde tedy o projekt velmi náročný na pozorovací čas. V současné době je dokončeno snímkování šesti vybraných kup, probíhá snímkování pěti dalších, které by mělo být ukončeno vesměs do konce tohoto roku. Podrobný průběh lze nalézt na stránkách projektu CLASH.

kupa	z	kupa	z
Abell 383	0,187	MACSJ0416-24	0,420
Abell 209	0,206	MACSJ1206-08	0,440
Abell 963	0,206	MACSJ0329-02	0,450
Abell 2261	0,224	RXJ1347-1145	0,451
RXJ2129+0005	0,234	MACSJ1311-03	0,494
Abell 611	0,288	MACSJ1149+22	0,544
MS 2337-2353	0,313	MACSJ1423+24	0,545
MACSJ1532+30	0,345	MACSJ0717+37	0,548
RXJ2248-4431	0,348	MACSJ2129-07	0,570
MACSJ1931-26	0,352	MACSJ0647+70	0,584
MACSJ1115+01	0,352	MACSJ0744+39	0,686
MACSJ1720+35	0,391	CLJ1226+3332	0,890
MACSJ0429-02	0,399

Rozmístění galaktických kup zařazených do projektu CLASH na obloze a jejich označení s odpovídajícím červeným posuvem. Celooblohové zobrazení je podloženo mapou prachoplynné struktury Mléčné dráhy v galaktických souřadnicích. Zdroj: Marc Postman/STSCI

Objekt deformovaný gravitačním čočkováním. Vlevo je snímek, vpravo rekonstrukce, jak bychom ho pozorovali, kdyby nebyl zesílen či zkreslen gravitační čočkou. Objekt je ve vzdálenosti z = 4,92. Zdroj: Adi Zitrin a kol.

Snímek galaktické kupy A383 (z = 0,189) zobrazený pomocí HST/ACS. Sever je nahoře, východ nalevo. Je zde očíslováno 27 čočkovaných objektů. Obalové křivky bílá a červená vyznačují různé hmotné a prostorové struktury, které byly v kupě díky čočkování rozpoznány. Bíle ohraničený systém čočkuje objekty ve vzdálenosti z = 2,55. Kritická oblast vytvářející efektivní Einsteinův poloměr velikosti 16,3“ odpovídá podle červeného posuvu oblasti veliké 52 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).. Červeně ohraničený systém čočkuje objekty ležící ve vzdálenosti z = 6,027. Zdroj: Adi Zitrin a kol.

Model 2D rozložení hmoty ve struktuře galaktické kupy A383 dopočítané podle čočkovaných struktur ve vzdálenosti z = 2,55. Jde o zřetelně koncentrickou strukturu, která příliš neodpovídá rozložení svítící hmoty zobrazené na horním snímku. Zdroj: Adi Zitrin a kol.

Projekt CLASH si klade za cíl zjistit rozložení temné hmoty ve velkých vzdálenostech na úrovni galaktických kup za pomoci gravitačního čočkování. Plánovaná přesnost nebyla dosažena v žádném jiném projektu. CLASH umožní zajisté nalézt a proměřit množství supernov typu Ia, které poslouží ke kalibraci vzdálenosti a očekává se potvrzení zrychlující se expanze vesmíru. Měření supernov typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 M_S) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na ⁵⁶Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku. bude použito nejen pro změření vzdálenosti nezávislé na červeném posuvu, ale také pro upřesnění současných kosmologických teorií. Projekt by dále mohl, díky velmi dlouhým expozičním dobám, nalézt objekty, jejichž z > 7. Tyto objekty by se měly nacházet ve vesmíru v době, kdy byl mladší než 800 milionů roků. Prozatím už sice byly nalezeny i objekty, jejichž z ≈ 10, dosud však šlo jen o velmi úzce vymezené úhlové výseky. Projekt CLASH je první přehlídkou, která má možnost zmapovat stejným způsobem poměrně rovnoměrně vybraná místa ve všech směrech okolního vesmíru. Mohli bychom tak zjistit, zda je vesmír opravdu ve všech směrech srovnatelně stejnorodý. V neposlední řadě půjde o podrobné studium vnitřní struktury galaktických kup ve velkých vzdálenostech. Zde jde,díky všesměrovému rozložení pozorovaných objektů, opět o velmi cenná a srovnatelná data.

Animace týdne: Projekt CLASH

Projekt CLASH. V animaci se postupně přiblížíte ke kupě galaxií MACS J1206.2-0847 (zkráceně MACS 1206). Kupa je patrná v závěrečné sekvenci. Kupa je jednou z 25ti vybraných kup v různých směrech od nás, které jsou pečlivě snímkovány Hubblovým vesmírným dalekohledem v rámci projektu CLASH (Cluster Lensing and Supernova survey with Hubble). Jde o program, ve kterém se pozorují gravitační deformace světla vzdálených objektů, jež prochází přes pozorovanou kupu. Z těchto pozorování je poté rekonstruováno rozložení temné hmoty ve vesmíru na největších škálách. Doprovodná hudba je z alba MoonWind (Měsíční vítr) Johna Dysona. Zdroj: NASA, ESA, DSS 2, M. Postman, CLASH. (avi/xvid/mp3/Lame, 4 MB)

Odkazy