| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Vlákno RCS2319 – mosty v galaktické minulosti
Ivan Havlíček
Galaxie ve vyšším měřítku tvoří kupyKupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
– stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
– obrovskými mraky horkých plynů,
– temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je
miliardy až stovky miliard Sluncí. a nadkupy. Nadkupy galaxií jsou
propojeny strukturami mezigalaktického plynu a temné hmotyTemná 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. do stěn
a vláken, která jsou nejrozsáhlejšími známými objekty ve vesmíru. Jelikož
jde o nejrozsáhlejší vesmírné struktury vůbec, je možné je sledovat až
teprve s patřičným odstupem, ve velkých vzdálenostech, které měřítkově
odpovídají jejich velikosti. Nadkupy usazené ve vláknech jsou nejvyššími
strukturami vydělenými ve vesmíru gravitací. Tvoří první rozeznatelnou
hranici mezi homogenním prostředím a znatelnými projevy gravitace, která
v místním okolí již dokázala vytvořit kompaktní skupiny hvězdných
ostrovů – galaxie. Stěny a vlákna tvoří v prostoru síť, ve struktuře
podobnou pěnovým bublinám. Obří bubliny jsou prázdné, jejich prostředí
je až tisíckrát řidší než mezigalaktické prostředí stěn, jež je
obklopují a v jejichž uzlech jsou usazeny galaktické nadkupy.
Předpokládáme, že v dávné
minulosti vesmíru nebyly tyto struktury vždy stejné.
Vesmírná tkáň se vyvíjela, není však stále jasné, jak její vývoj
probíhal a jaké děje byly při strukturování ty hlavní a v kterém čase.
Zákonitosti vývoje vesmírné struktury ve velkých měřítkách jsou prozatím
jen ve fázi úvah, teorií a numerických simulacíPočítačová 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.. Ve snaze prohlédnout
do velkých vzdáleností, odkud k nám světlo proniká z objektů mnohem
mladších, než jaké se nacházejí v blízkém vesmíru, jsme odkázáni na úzké
průzory v blízkém mezigalaktickém prostředí. Blízké struktury nám ve
výhledu brání a cloní pohledy do vzdálených míst. Proto jsou průzkumy
velkorozměrových struktur odkázány na velmi malé prostorové výseky. Čím
vzdálenější objekty toužíme pozorovat, tím méně volných průzorů k tomu
můžeme použít. Je to podobné jako snaha prohlédnout ven z lesa uprostřed
zalesněné krajiny. Od jisté vzdálenosti už není vidět pro blízké stromy
a větve dál. Místní skupina galaxií a i nejbližší velká kupa v souhvězdí
Panny, jejíž centrum se od nás nachází ve vzdálenosti 52 milionů světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km., jsou v tomto měřítku stále ještě malými strukturami.
Jejich celkový tvar nám zůstává skryt pro přílišné podrobnosti, které
můžeme v našem okolí pozorovat. Známe sice dopodrobna všechny blízké
a velké galaxie, pro rozeznání celkové struktury by ale bylo zapotřebí
většího odstupu a rozmazání obrazu, aby vystoupil tvar celku. Vlákna
složená z galaktických nadkup se táhnou prostorem v délce až několika
stovek milionů světelných roků a v tloušťce měří zhruba tolik, co vzdálenost k
jádru kupy v Panně.
|
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. Kosmologický 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. |
Velkorozměrová struktura je v blízkém vesmíru zmapována v rozsahu celého prostorového úhlu nejvýše do vzdálenosti 2 miliard světelných roků. Dál už je pohled možný jen v čím dál užších a užších prostorových úhlech. Navíc takový průhled do vzdáleného vesmíru může zůstat nepovšimnut, když v té ohromné dálce zrovna nic nesvítí. Prozatím nejvzdálenější 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. byla zachycena v době, kdy vesmír byl stár jen 800 milionů roků. Má katalogové označení LAEJ095950.99+021219.1. Jde o velmi slabý objekt na hranici rozlišení spektrografu IMACS na Magellanových dalekohledechMagellanovy dalekohledy – dvojice daleohledů o průměru 6,5 m postavená v chillských Andách v nadmořeské výšce 2 660 m. Magellan I (dalekohled Waltera Baadeho) byl uveden do provozu v roce 2000, Magellan II (dalekohled Landona Claye) v roce 2002., který byl zjištěn díky emisi ionizovaného vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish.. Jeho světlo je posunuto, díky kosmologickému červenému 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. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu., do infračervené oblasti. Červený posuv zde dosahuje hodnoty z = 7. Tak vysoký posuv byl naměřen jen u několika málo pozorovaných galaxií a jde o velmi výrazný výběrový efekt zapříčiněný právě nemožností proniknout do velkých vzdáleností. Po odečtení všech známých vlivů mezigalaktického prostředí, jimiž bylo její světlo na cestě k nám ovlivněno, prozatím žádná galaxie v této vzdálenosti nesvítí tak slabě jako LAEJ095950.99+021219.1. Je to pravděpodobně jakési galaktické novorozeně, objekt, který teprve začíná zářit. Galaxie je tvořena převážně protohvězdami, které jsou teprve hvězdnými zárodky, a navíc je galaxie velmi malá. Je možné, že z podobných drobků se později skládaly větší objekty, které postupně narostly do velkých a starých galaxií známých z našeho blízkého okolí. Jak a kdy z nich ale vznikly vyšší struktury, se prozatím pozorovat nepodařilo.
Obraz dosud nejvzdálenější galaxie v nám známém vesmíru – jde o zelenou skvrnku uprostřed snímku. Objekt má označení LAEJ095950.99+021219.1 a snímek je zobrazen v nepravých barvách. Modrá zde odpovídá 500 nm, červená 920 nm, a zelená 968 nm. Snímek byl pořízen spektrografem IMACS na Magellanových dalekohledechMagellanovy dalekohledy – dvojice daleohledů o průměru 6,5 m postavená v chillských Andách v nadmořeské výšce 2 660 m. Magellan I (dalekohled Waltera Baadeho) byl uveden do provozu v roce 2000, Magellan II (dalekohled Landona Claye) v roce 2002. v Chile. Zdroj: Eurek ALert.
Numerická simulace galaktického vývoje. V horním poli je velikost oblasti 400 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). a studovaná hlavní galaxie je uprostřed. Spodní série je zobrazena v polích o straně 50 kpc. Galaxie postupně roste a z kulově symetrické oblasti se přetvarovává na spirální diskový útvar orientovaný podle převládajícího rotačního momentu. Zdroj: IOP.
Je možné, že z malých hvězdných ostrovů narůstají vzájemným setkáváním, přitahováním a slučováním větší a větší struktury, které se pak dále spolu více a více přitahují a původně roztroušené drobky protogalaxií rovnoměrně rozeseté po celém vesmíru tak počnou vytvářet vláknitou a bublinovitou strukturu. Při slučování malých ostrovů do velkých hvězdných souostroví by mělo docházet k bouřlivým procesům. Vlivem slapových silSlapová síla – rozdíl gravitačních sil působících na různé části tělesa. Například Země působí na naše nohy větší gravitační silou než na hlavu, rozdíl je ale zanedbatelný. Slapové síly Měsíce působící na Zemi jsou příčinou přílivu a odlivu a také příčinou výměny momentu hybnosti mezi Měsícem a Zemí, která vede k postupnému vzdalování Měsíce. Obdobná slapová vazba existuje mezi Zemí a Sluncem a je pravděpodobně hlavní příčinou současného vzdalování Země od Slunce. Ve větších měřítkách působí slapové síly například při prolínání dvou galaxií. a rozvlnění struktury galaxií vznikají nové hvězdy po stovkách milionů najednou. Galaktický plyn je vytrhován z vnitřní struktury jednotlivých členů a koncentruje se poblíž jádra celé skupiny. Čím je struktura kupy starší, tím více je v ní větších galaxií, které prošly mnoha prolnutími a srážkami s jinými galaxiemi a které postupně získávají tvar pravidelného elipsoidu. Diskové struktury, které se vytvořily jako první nejmladší typ, jsou v pozdějším věku mnohačetné skupiny čím dál vzácnější. Aktivní galaktická jádra by mohla být podle tohoto scénáře projevem sloučení galaktických jader původních galaxií, nebo alespoň příčinou aktivity některých z nich by mohla galaktická srážka být. Není to však jediná možnost, která se nabízí jako způsob formování galaxií a jejich vývoje.
GOODS South – oblast na jižní obloze čítající plošně 320 úhlových minut, která je centrována na jižní hluboké pole dalekohledu 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″.. Snímek je pořízený Herschelovým vesmírným dalekohledemHerschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013. v infračervené oblasti a je barevně klíčován: modrá 100 μm, zelená 160 μm a červená 250 μm. Zdroj: ESA.
GOODS North – oblast na severní obloze čítající plošně 320 úhlových minut. Je centrována na Hubbleovo severní hluboké poleHDF I – Hubble Deep Field I. První ze série podrobných snímků malé části oblohy. Byl složen z 342 různých snímků pořízených HST v průběhu deseti dnů (18 až 28. 12. 1995 ) v souhvězdí Velké Medvědice. Doba expozice byla 15 až 40 minut. Snímky byly fotografovány v různých oborech spektra. Zobrazený výsek oblohy odpovídá velikostí malému penízku sledovanému ze vzdálenosti 25 m. Na snímcích bylo nalezeno 1 500 galaxií v různých stupních vývoje.. Snímek je pořízený opět v infračervené oblasti a je barevně klíčován: modrá 100 μm, zelená 160 μm a červená 250 μm. Zdroj ESA.
Jinou možnou cestu, po níž se mohou vyvíjející se galaxie vydat, umožnila data získaná Herschelovým vesmírným dalekohledemHerschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013.. V infračervené oblasti nasnímal dva výseky oblohy, které byly vybrány tak, aby zobrazily velmi vzdálené objekty. Jde o přehlídkový projekt GOODSGOODS – Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: HST (vizuální obor), SST (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). K pozorování byly vybrány dvě malé oblasti (20×16') oblohy: na severní obloze ve Velké Medvědici a na jižní obloze v souhvězdí Pece., kterého se účastní 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., 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., XMM NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5., HerschelHerschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013. a 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″. a také mnoho velkých světových observatoří. Všechny přístroje provádějí snímkování téže oblasti oblohy a získaná data se vyhodnocují společně. Data získaná Herschelovým dalekohledem v IR tak nabídla trochu odlišný scénář formování galaxií, než který je založen na jejich vzájemném prolínání, srážení a slučování. Tvorba hvězd ve vzdálených galaxiích probíhá v závislosti na množství plynu, který je v galaxiích obsažen. Čím je plynu více, tím hojnější je hvězdotvoření. Na vzájemných kolizích nezáleží. Nejsou tak časté, jak se prozatím soudilo a hvězdy vznikají velmi početně i v útvarech, které se pohybují prostorem poklidně a osamoceně. Hvězdotvorba zde musí mít jiné příčiny než slapové sílySlapová síla – rozdíl gravitačních sil působících na různé části tělesa. Například Země působí na naše nohy větší gravitační silou než na hlavu, rozdíl je ale zanedbatelný. Slapové síly Měsíce působící na Zemi jsou příčinou přílivu a odlivu a také příčinou výměny momentu hybnosti mezi Měsícem a Zemí, která vede k postupnému vzdalování Měsíce. Obdobná slapová vazba existuje mezi Zemí a Sluncem a je pravděpodobně hlavní příčinou současného vzdalování Země od Slunce. Ve větších měřítkách působí slapové síly například při prolínání dvou galaxií. z galaktických destrukcí. Pro tento způsob, kterým hvězdy v galaxiích vznikají, svědčí i jejich neustálé vznikání až do současnosti i ve starých velkých galaxiích v blízkém vesmíru, které se evidentně s jinými galaxiemi nesrážejí.
Galaxie čerpá látku z okolního prostoru prostřednictvím úzkých vláken – mostů chladného plynu. Jejich tok zajišťuje poměrně stálý a pravidelný přísun stavebního materiálu potřebného pro tvorbu hvězd. Tento teoretický scénář je založen na počítačových simulacích, prozatím nebyl pozorován, což však není důvod pro jeho zamítnutí. Zdroj: ESA.
Pro popis vývoje galaktických skupin v kupách a nadkupách je ale potřeba nalézt v hluboké minulosti nejen samotné galaxie, ale jejich vícečetná společenství. Při pozorování ve velmi úzkých prostorových výsecích je nalezení mnohačetné galaktické kupy spíše náhodným jevem. Navíc z velkých vzdáleností k nám doputuje i svit celých galaxií jako velmi slabé světlo, které může být na hranici rozlišitelnosti i těch nejlepších přístrojů. Je nutné bezpečně prokázat, že pozorované galaxie jsou ve stejné vzdálenosti a že se vzájemně ovlivňují. Pak teprve je možné uvažovat o velkorozměrové struktuře, která není jen shlukem náhodně se promítajících jednotlivců do stejného místa na obloze.
Nadkupa galaxií RCS2319. Horní obrázek znázorňuje světelnou strukturu v úhlovém měřítku. Spodní dvojice je záznamem z kosmických dalekohledů. Na snímku vlevo z rentgenového dalekohledu 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″., vpravo snímek pořízený v infračervené oblasti Herschelovým dalekohledemHerschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013.. Tři galaktické kupy s názvy RCS2319.A, RCS2319.B a RCS2319.C jsou na snímku z Chandry vybarveny fialově. Na snímku z Herschela je patrné propojení prachoplynným mostem mezi RCS2319.A a RCS2319.B zářícím světlem vznikajících hvězd vyznačené obrysem elipsy. Zdroj: Arxive, NASA.
Nadkupa galaxií RCS2319 byla objevena na snímcích rentgenového dalekohledu 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″. a v kombinaci se snímkováním infračerveným HerschelemHerschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013. byly ze spekter zjištěny následující skutečnosti. Vzdálenost je pro objekty tohoto druhu extrémně vysoká. Změřený červený posuv spektrálních čar je z = 0,9, což odpovídá při dnes známých kosmologických parametrech vzdálenosti nejméně 9 miliard světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.. Znamená to, že světlo, které dnes pozorujeme, bylo z nadkupy vyzářeno před tak dlouhou dobou a celý ten dlouhý časový úsek mu trvala cesta až do našich dnešních dalekohledů. Nadkupa galaxií, která je složena alespoň ze tří velkých galaktických kup patrných na snímku, byla v této podobě vytvarována již tehdy. Z teploty rentgenového svitu bylo dále zjištěno, že hmotnosti jednotlivých galaktických kup odpovídají každá zhruba 5×1014 MS. Vzdálenost mezi jednotlivými kupami se může pohybovat ne více než 3 MpcParsek – 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). a velikost celé oblasti, kterou zabírají její viditelné složky, měří zhruba 10 Mpc. Přitom je bezpečně prokázáno, že všechny kupy jsou dle červeného posuvu ve stejné vzdálenosti a most mezi dvěma kupami na snímku obsahuje několik miliard mladých hvězd. Podle svitu mostu mezi kupami v infračervené oblasti, je toto vlákno místem zrození ekvivalentu tisícovky nových hvězd hmotnosti Slunce ročně. Pro srovnání se v naší Galaxii v současné době odhaduje zrod jen jedné hvězdy sluneční hmotnosti ročně. Galaktická nadkupa RCS2319 je tedy prozatím nejrozsáhlejší a nejdynamičtější strukturou, kterou se v raném vesmíru podařilo přímo pozorovat.
Odkazy
- David G. Gilbank et al.: A z = 0.9 supercluster of X-ray luminous, optically-selected, massive galaxy clusters; arXiv:0803.1675v1 [astro-ph], 2008
- Kristen Coppin et al.: The Herschel Filament: a signature of the environmental drivers of galaxy evolution during the assembly of massive clusters at z = 0.9; arXiv:1203.0007v1 [astro-ph.CO], 2012
- Felipe Barrientos et al.:The Red-Sequence Cluster Survey; personal web
- A. G. Noble et al.: Submillimetre Source Counts in the Fields of High-Redshift Galaxy Clusters; Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–28 (2011), arXiv:1109.5125v1 [astro-ph.CO]
- University of Toronto: The Red Sequence Cluster Survey 2
- STSCI: GOODS – The Great Observatories Origins Deep Survey
- Marie Martig, Frédéric Bournaud: Formation of late-type spiral galaxies: gas return from stellar populations regulates disk destruction and bulge growth; The Astrophysical Journal Letters 714 (2010) L275
- Ivan Havlíček: Vzdálené galaktické vlákno v Jeřábu; AB 41/2004
