Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 33 – vyšlo 21. září, ročník 16 (2018) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

33/2018

Kolik váží Mléčná dráha?

Ivan Havlíček

Mléčná dráha je za jasných nocí snadno patrná jako zřetelný světlejší pruh na obloze mezi souhvězdími. Teprve Galileovi se podařilo v moderní době díky dalekohledu rozlišit, že jde ve skutečnosti o oblast méně jasných hvězd. Na naší obloze Mléčná dráha v létě vychází od Střelce přes Orla, Labuť, Kasiopeju, Persea a pokračuje do zimní oblohy mezi Orionem, Jednorožcem a Velkým psem. Prostorově jde o obrovitý hvězdný ostrov, o němž dnes víme, že není tvořen jen hvězdami. Mezi hvězdami je mnohem více látky, která nesvítí, nebo i takové, kterou prozatím neumíme příliš dobře detekovat – 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.. Tohle vše ale působí gravitačně na vzdálenější hvězdné ostrovy a také na své drobnější satelity – tzv. trpasličí galaxie. Astronomové se od okamžiku, kdy poznali prostorovou strukturu Mléčné dráhy, což se podařilo teprve až na počátku minulého století, pokoušejí určit její základní charakteristiky. Jde zejména o určení velikosti a hmotnosti celé soustavy. Na Mléčnou dráhu se díváme zevnitř, Sluneční soustava je usazena v rovině galaktického disku a pohybuje se spolu se svým hvězdným okolím jedním ze spirálních ramen Galaxie. Znamená to, že velké množství galaktické matérie je zakrýváno blízkými hustými oblastmi Mléčné dráhy plnými mezihvězdného prachu a plynu. Dohlédnout skrze takové prostřední někam „na okraj“ bylo možné až teprve s rozvojem rádiové astronomie, ve viditelném světle je to prakticky neproveditelné. Hmotnost se u hvězdných soustav, které pozorujeme zvenku, dá dopočítat z jejich dynamických charakteristik podle Keplerových zákonů. Bylo by ale možné něco takového i u celé veliké galaxie čítající stovky miliard hvězd, na kterou pohlížíme zevnitř?

Mléčná dráha se svými dvěma největšími satelity – Magellanovými oblaky na jižní obloze. Na snímku je navíc ještě velká kometa roku 2007 – kometa McNaught. Snímek byl pořízen Miloslavem Druckmüllerem dne 28. ledna 2007 v argentinské Patagonii. Zdroj: APOD.

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. Trpasličí galaxie – objekt sestávající z hvězd a mezihvězdné látky. Jsou v něm zastoupeny hvězdy v různých fázích hvězdného vývoje. Trpasličí galaxie jsou často gravitačně vázány na velké spirální galaxie a jejich hmotnost dosahuje až setiny hmotnosti mateřské galaxie, zpravidla je v rozmezí 109÷1010 MS. Jde o celkovou hmotnost, tj. atomární látku i temnou hmotu. Poměr obou složek se liší případ od případu. Objekty jsou často nepravidelného tvaru. U sférických trpasličích galaxií je často nejasné, zda nejde o větší kulovou hvězdokupu. Také existují samostatné trpasličí galaxie v mezigalaktickém prostoru, které hojně obsahují kulové hvězdokupy.

Trpasličí satelity

U celých hvězdných soustav je zjišťování jejich dynamických charakteristik mnohem obtížnější. Potíž spočívá v určení hranic mezi jednotlivými hvězdnými ostrovy. Kolem velkých galaxií se pohybuje velké množství drobnějších, satelitních trpasličích galaxií. Většina z nich je ale velmi obtížně detekovatelná, satelity obsahují spíše nesvítící mezihvězdnou látku než výrazně rozlišitelné hvězdy. Navíc velké množství látky z nich bývá postupně „vytahováno“ slapovým působenímSlapová 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., strháváno okolním mezigalaktickým prostředím podobně jako chvosty komet ve Sluneční soustavě a tyto plynné a prachové stopy pak mají jiné dynamické charakteristiky než jádro trpasličího satelitu pokračující na oběžné dráze kolem těžiště mateřské galaxie. Jelikož mnohé trpasličí satelity jsou často snáze detekovatelné na delších vlnových délkách než ve viditelném světle, nebo nám jsou skryty za hustou Mléčnou dráhou, nelze vždy snadno a jednoznačně určit, co se podařilo zaznamenat a na co se zrovna díváme.

Eliptická trpasličí galaxie Leo I v souhvězdí Lva. Nachází se ve vzdálenosti 820 000 světelných roků a je považována za jednu z nejvzdálenějších soustav gravitačně vázaných k Mléčné dráze. Byla objevena při Palomarské fotografické přehlídce oblohy v roce 1950 Albertem Georgem Wilsonem. Nejzářivější hvězda nahoře uprostřed je Regulus. Zdroj: Chris Cook/CookPhoto.com/APOD.

Ne všechny trpasličí satelity jsou ale tak snadno a zřetelně čitelné jako Leo I. Zde je ukázána trpasličí galaxie Sgr. dSph (Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy) v souhvězdí Střelce, která byla náhodně objevena v roce 1994. Její tvar je na horním grafu vykreslen podle záznamu přebytku intenzity červených obrů, kteří nepatří do galaktického disku. Její součástí jsou kulové hvězdokupy Arp 2, Ter 7 a Ter 8 a také kulová hvězdokupa M54, která je na horním grafu vyznačena hvězdičkou. Spodní graf (velká verze) znázorňuje dohledatelné stopy mezihvězdné látky, které Sgr. dSph při své pouti okolo Mléčné dráhy zanechává. Bylo odhadnuto, že při každých 2 až 4 obletech kolem Galaxie Sgr. dSph takto ztratí zhruba polovinu své hmotnosti. Spodní obrázek je v souřadnicích centrován na střed Mléčné dráhy. Sgr. dSph bývá také označována SagDEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy) nebo Sagittarius dSph. Zdroje: MNRAS/Virginia University.

Mléčnou dráhu podle dnešních znalostí obkružuje šest desítek satelitních trpasličích galaxií. Místní skupinu galaxií, jejímiž nejhmotnějšími členy jsou tři olbřímí spirální galaxie: Mléčná dráha, Andromeda M31 a Trojúhelník M33, tvoří 82 členů. Galaxie Mléčná dráha obsahuje 500÷580 miliard hvězd. Odhady hmotnosti celku vypočítávané z dynamických charakteristik nejbližších satelitních trpaslíků se donedávna pohybovaly v rozmezí dosti širokého intervalu s dolní hranicí kolem 850 miliard Sluncí a horní mez přesahovala 3 biliony hmotností slunečních.

Nová měření hmotnosti

Skupina astronomky Ekty Patel z Arizonské univerzity v Tucsonu pomocí jednoho z nejkomplikovanějších kosmologických matematických modelů současnosti Illustris vypočítala hmotnosti jak Mléčné dráhy, tak i galaxie v Andromedě a ještě několika jiných velkých členů Místní skupinyMístní skupina galaxií – gravitačně vázaná soustava tří velkých spirálních galaxií: galaxie v Trojúhlelníku M33, Velké galaxie v Andromedě M31 a naší Galaxie – Mléčné dráhy. Místní skupina zaujímá v prostoru oblast o průměru 10 milionů světelných roků. Krom zmíněných velkých galaxií je členy Místní skupiny také osm desítek trpasličích galaxií tvořících satelity velkých spirál. Nejznámějšími trpaslíky jsou Magellanova oblaka – satelity Mléčné dráhy viditelné na jižní obloze a satelity galaxie v Andromedě označované M32 a M110. Termín Místní skupina (The Local Group) zavedl Edwin Hubble v knize „The Realm of the Nebulae“ v roce 1936.. Využili přitom jednak nejnovějších velmi přesných astrometrických výsledků 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. a satelitu GAIAGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna nosnou raketou Sojuz dne 19. prosince 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním (Lagrangeově) bodě L2 soustavy Slunce-Země. Její vývoj stál 650 milionů eur. a následně nově vyvinuté statistické metody, díky nimž z mnoha desítek tisíc možností pak lze určit hmotnostní a dynamické parametry, které nejlépe odpovídají pozorování. Základem matematické simulace je viriálový teorémViriálový teorém – vztah, který dává do souvislosti množství pohybu v soustavě mnoha jedinců s potenciální energií jejich vazby. První variantu teorému použil Rudolf Clausius v termodynamice už v roce 1870.. Přístroje HST a GAIA dnes dosahují přesnosti při měření vlastních pohybů satelitních galaxií, kulových hvězdokup, hvězdných proudů v hodnotách tisícin úhlových vteřin za rok. V roce 2017 se tímto způsobem podařilo určit hmotnost Mléčné dráhy jako 1,02^+0,77_−0,55×10¹² M_⊙ a hmotnost galaxie M31 v Andromedě stanovit na 1,37^+1,39_−0,75×10¹² M_⊙. Hodnoty byly získány měřením parametrů pohybu Velkého Magellanova oblaku (LMC) a galaxie v Trojúhelníku M33. Současně se podařilo využít měření matérie roztroušené po oběžné dráze satelitu SagDEG a výsledkem simulace pak byla hmotnost Mléčné dráhy 10¹² M_⊙.

Shrnutí pravděpodobnostního výpočtu při započtení charakteristik devíti trpasličích galaxií a LMC. Vlevo nahoře jsou výsledky při započtení aktuálních poloh a rychlostí, vpravo totéž pro moment hybnosti. Výpočet pomocí momentu hybnosti vykazuje mnohem nižší rozptyl výsledných hodnot. Spodní dva grafy ukazují pravděpodobnou hodnotu hmotnosti Mléčné dráhy získanou z každého jednoho trpasličího satelitu (barevně) a jejich výslednou kombinaci šedou barvou. Zdroj: ArXiv.

V březnu tohoto roku publikovala skupina Ekty Patel nové výsledky, které do simulace zahrnuly dynamické parametry dalších devíti satelitních trpasličích galaxií Mléčné dráhy s cílem dopočítat přesněji její hmotnost. Simulacemi bylo zjištěno, že satelity s vysokou hustotou momentu hybnosti vymezují horní hranici hmotnosti mateřské galaxie, kolem níž obíhají, a naopak podle satelitů s malou hustotou momentu hybnosti lze dopočítat spodní hranici její hmotnosti. Do simulace byla zahrnuta data trpasličích galaxií LMC, Leo II, Fornax, Leo I, Sculptor, Sextans, Ursa Minor, Draco, Carina a Sagittarius dSph. Vlastní pohyby jsou s dostatečnou přesností dnes určeny jen u několika satelitů Mléčné dráhy, pro zbývající trpaslíky nejsou data použitelná k takovému výpočtu dosud k dispozici. Trpasličí galaxie Sagittarius dSph má ve srovnání s ostatními trpaslíky velmi nízkou hustotu momentu hybnosti a současně se od zbývajících satelitů dost liší i v jiných charakteristikách. Není jasné, jak s tímto parametrem naložit, a proto byla hmotnost Mléčné dráhy určována jak se zahrnutím satelitu Sgr. dSph, tak i bez něj. Mléčná dráha by podle těchto nových výsledků měla mít hmotnost v intervalu mezi 850 a 960 miliardami Sluncí. Jde o poměrně výrazné zpřesnění jedné ze základních charakteristik našeho hvězdného ostrova. Díky očekávaným výsledkům projektu GAIA v nadcházejících letech bude možné dozajista zahrnout do výpočtu i charakteristiky dalších objektů pohybujících se v okolí Mléčné dráhy. Nejspíše se tak dozvíme mnohem přesněji, kam až sahá Mléčná dráha a jak je skutečně velká.

Měření vlastního pohybu galaxie v Andromedě. Z celkového přehledného zobrazení všech tří velkých členů Místní skupiny galaxií Mléčné dráhy, M31 v Andromedě a M33 v Trojúhelníku se díky HST zaměří obraz do velmi úzkého výseku v haló galaxie v Andromedě. Snímky téže oblasti pořizované v průběhu sedmi roků od roku 2002 umožnily přesně proměřit driftování M31 vůči hvězdám Mléčné dráhy a na pozadí vzdálených galaxií. Změřený vlastní pohyb je zde obrazově předpovězen až do 30 000 roků vzdálené budoucnosti. Galaxie v Andromedě je od nás dnes vzdálená 2,5 milionu světelných roků, stále se přibližuje a za necelé 4 miliardy roků by se měla prolnout s Mléčnou dráhou. Zdroj: STScI/Roeland van der Marel.

Odkazy