Galaktické skupiny, kupy a nadkupy

Shluky galaxií jsou ve vesmíru snad tím nejpozoruhodnějším, s čím se můžeme na úrovni velkých měřítek setkat. V objemech měřících napříč vždy jen několik megaparsekůParsek – 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). lze nalézt skupiny stovek až tisíců velkých galaxií spolu s nespočetným množstvím trpasličích satelitů v jejich bezprostředním okolí. Taková nahloučení bývají gravitačně vázána a množství látky každé takové skupiny odpovídá v našem blízkém okolí zhruba 10¹⁴÷10¹⁵ hmotností Slunce. Prostor zde bývá poměrně spojitě vyplněn horkým plynem zářícím v rentgenovém oboru, jehož hmotnost mnohdy převyšuje souhrnnou hmotnost všech hvězd ze všech tamních galaxií. Převažující složkou každé velké skupiny galaxií je ale temná hmotaTemná 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., jíž zde bývá zhruba čtyřnásobek oproti látce 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.. Zdá se být pravidlem, že galaktické shluky od drobných skupin až po početné a rozsáhlé galaktické nadkupy jsou prostorově spíše usazeny na vláknech nebo v uzlech struktury tvořené temnou hmotou. Sice jen nanejvýš pětina ze všech známých galaxií se nachází v kupách, a je obtížné rozlišit skupiny od kup, ale dnes už je jisté, že alespoň polovina všech galaxií je součástí nějaké vyšší gravitačně vázané struktury, jako jsou galaktické skupiny nebo kupy. Kupy jsou mnohem hustější než skupiny a převažují v nich galaxie eliptické, popřípadě galaxie typu S0. Naproti tomu ve skupinách převažují galaxie spirální. Navíc se kupy vyznačují celkově bouřlivějším vývojem a postupným proměňováním jednotlivých galaxií, které se zde vzájemně ovlivňují.

Kupa galaxií v Panně. Jde o nejbližší velkou kupu galaxií pozorovatelnou velmi dobře i malými dalekohledy. Kupa obsahuje zhruba dvě tisícovky galaxií, z nichž je asi 160 velkých. Nejjasnějšími členy jsou obří eliptické galaxie M49, M87, M84 a M86. Vlevo je snímek ve viditelném světle, vpravo je diagram prostorového rozložení. Kupa se vejde do prostoru o velikosti zhruba 4×4×9,5 Mpc, který se na obloze promítá do oblasti o průměru 10°. Na diagramu je zachycena poloha 84 galaxií, z nichž pět se nachází ve vzdálenosti až 23 Mpc, zbylých 79 galaxií tvoří koncentrickou skupinu se středem ve vzdálenosti 16,5 Mpc. Červeně jsou označeny galaxie B_T < 12^mMagnituda – 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).. Šipkou je vyznačen směr k Mléčné dráze. Zdroj: APOD; Arxiv.

Galaktická kupa v Perseovi (Abell 426) se od nás ve vzdálenosti 73,6 Mpc vzdaluje rychlostí 5 400 km s⁻¹ a čítá více než tisícovku galaxií o úhrnné hmotnosti 7×10¹⁴ Sluncí. Velké eliptické galaxie S0 jsou nahuštěny kolem jádra, celá oblast zabírá na obloze plochu o průměru 3,3°. Kupa v Perseovi je součástí nadkupy Perseus – Ryby. Vlevo je snímek ve viditelném světle. Pravý snímek zachycuje v rentgenovém oboru mezigalaktický plyn horký desítky milionů kelvinů, který je rozvlněn aktivními galaktickými jádry v centrální oblasti kupy. Současně ale byly objeveny výrazné rázové vlny v okrajových řidších oblastech, které jsou nejspíše důsledkem setkání s jinou menší galaktickou kupou v dávné minulosti. Obdobná rozvlnění vnějších plynných oblastí byla pozorována také u kupy v Kentaurovi a kupy Abell 1795. Podrobněji Arxiv. Zdroje: Scott Rosen; Chandra.

Kupa ve Vlasech Bereničiných zabírá na obloze oblast o průměru 5°. Poprvé byla popsána v roce 1785 Williamem Herschelem. Jde o jednu z nejbližších uzavřených nebo „klidných“ galaktických kup. Je velmi hustá a skládá se z více než 10 000 galaxií, převládají eliptické a čočkovité galaxie. Celá kupa je od nás ve vzdálenosti 90 Mpc a vzdaluje se rychlostí 7 000 km s⁻¹. V jejím středu leží obrovitá eliptická galaxie NGC 4889 a čočkovitá galaxie NGC 4874. Většina spirálních a různých nepravidelných galaxií leží ve vnějších oblastech kupy. Rentgenový obraz (vpravo) ukazuje dvě oddělené oblasti mezigalaktického plynu. Z toho se dá usuzovat, že kupa vzniká slučováním menších galaktických kup. Stejně tak jako kupy v Panně a v Hydře, tvoří i kupa ve Vlasech Bereniky jádro obří galaktické nadkupy. Zdroje: APOD; XMM-Newton.

Jedna z nejvzdálenějších galaktických kup RDCS 1252.9-2927 zobrazená díky plynu zářícímu v rentgenovém oboru. Levý snímek z HST zobrazuje kupu ve viditelné oblasti, jádro tvoří oranžové galaxie uprostřed snímku. Načervenalá barva je způsobena svitem starých hvězdných populací. Většina hvězd musí být stará nejméně miliardu roků. Plyn má teplotu 70 milionů kelvinů a na pravém snímku je zobrazen jeho výskyt fialově. RTG data byla pořízena observatořemi Chandra a XMM-Newton. Kupa se nachází ve vzdálenosti 8,6 miliard světelných roků (z = 1,24). Jde o soustavu, která se nachází ve vesmíru starém jen něco přes 5 miliard roků. Ve spektru bylo nalezeno velké množství síry, křemíku a železa, což je v souladu s předpokladem, že většina těchto prvků měla vzniknout díky velmi hmotným hvězdám nejpozději před 11 miliardami roků. V oblasti o poloměru 1 Mpc se zde nachází takové množství látky, jejíž hmotnost odpovídá 7×10¹⁴ Sluncí. V tak mladém vesmíru jde nejspíše o nejhmotnější galaktickou kupu, o které v současnosti víme. Podrobněji Arxiv. Zdroje: Chandra; HST.

Třídění galaktických skupin a galaktických kup – soupisy a katalogy

V roce 1948 byl v Kalifornii na hoře palomarské, místě již ve dvacátých letech vybraném pro tehdejší největší dalekohled na světě, uveden do provozu jedinečný přístroj – Schmidtova fotografická kamera s aperturou 1,22 m. Kamera dnes nese jméno Samuela Oschina, filantropa a mecenáše vědeckých projektů z Los Angeles. Vývoj tohoto přístroje započal již před válkou v roce 1939 a brzy po uvedení do provozu byla touto kamerou v letech 1949 až 1958 provedena prvá fotografická přehlídka oblohy. Přehlídka je známa pod označením POSS I (Palomar Observatory Sky Survey) a byla prvou fotografickou přehlídkou moderní doby provedenou ve vysokém rozlišení pro celou severní polokouli a část jižní oblohy, která je z Palomaru dostupná. Na základě POSS I bylo možné sestavit historicky prvý katalog galaktických uskupení a z její současné digitální verze čerpají galaktičtí kartografové dodnes.

Schmidtova fotografická kamera o apertuře 48 palců (Samuel Oschin Telescope) je jedním z největších astrofotografických přístrojů, který byl kdy vyroben. Kamera má vstupní aperturu – průměr korekční vstupní desky 1,22 m, průměr zrcadla 1,8 m s ohniskem f/2,5. Kamera byla původně vybavena pro fotografování na čtvercové desky o straně 35,5 cm. Každý snímek tak pokryl pole o velikosti 36 čtverečních stupňů oblohy. Zdroj: CalTech/Palomar.

V následujícím čtvrtstoletí byly postupně sestaveny tři rozsáhlé katalogy zabývající se seskupováním galaxií. Prvý byl v roce 1958 vydaný Katalog bohatých galaktických kup (Catalogue of Rich Clusters of Galaxies) Georga Ogdena Abella, který byl několikrát doplňován a prošel později několika revizemi. Katalog zahrnoval původně 2 712 galaktických kup, později byl vydáním z roku 1989 rozšířen ještě na oblast jižní oblohy a tento úplný katalog popisuje 4 073 galaktických kup. Druhým kartografickým počinem v pořadí byl katalog Fritze Zwickyho a jeho spolupracovníků (Catalog of Galaxies and Clusters of Galaxies) vydávaný postupně v letech 1961 až 1968. Tento katalog zahrnoval 27 837 jednotlivých galaxií a zhruba 9 700 galaktických skupin. Jak Abell tak i Zwicky určovali galaktické skupiny podle místního nahuštění galaxií na palomarských fotografických deskách, ale každý používal pro klasifikaci a zařazení galaktických skupin do svého katalogu odlišná kritéria. Třetím srovnatelným kartografickým dílem byl katalog sestavený Stephenem A. Shectmanem, který jej publikoval v roce 1985 pod názvem Clusters of galaxies from the Shane-Wirtanen Counts. Tento soupis zahrnuje sice „jen“ 646 galaktických uskupení, kritéria pro jejich zařazení do katalogu a hlavně algoritmus pro nárůst hustoty v kupách jsou oproti metodám Abellově a Zwickyho opět jiné.

Abellův katalog

Abell ze všech nalezených galaktických skupin, jichž bylo 2712, vybral soubor 1682 skupin, které splňovaly jím určená kritéria, a které následně detailně popsal a roztřídil. Abellova kritéria byla následující:

Vzdálenosti jsou vyjádřeny pomocí redukované Hubblovy konstantyRedukovaná Hubblova konstanta – bezrozměrný poměr Hubblovy konstanty a hodnoty 100 km·s⁻¹·Mpc⁻¹. Označuje se malým h a využívá se k poměr­nému vyjádření vzdáleností ve vesmíru. Tyto vzdálenosti získají skutečnou fyzikální hodnotu až po dosazení za konkrétní hodnotu Hubblovy konstanty.. Abell určoval červený posuv z desítky nejjasnějších členů kupy, tedy pro deset galaxií v každé kupě (z 1682) musel změřit spektrum a z něj pak určit průměrný červený kosmologický posuv, který kupě přiřadil. Následně určil vzdálenost D, v níž se kupa nachází a její početnost (richness) R. Kupy byly rozřazeny do šesti tříd D podle vzdálenosti – viz interval (c), kde se vzrůstající vzdáleností počet kup rapidně přibýval. V prvém bylo 9 kup a nejvzdálenější interval zahrnoval 921 kup.

Kritérium početnosti R bylo stanoveno podobně. Jelikož kritériu (b) nevyhovovalo množství kup, Abell stanovil podtřídu (0), do níž zahrnul zhruba tisícovku kup, jejichž počet členů nacházejících se v požadovaném poloměru byl menší než 50. Následující třídy R byly stanoveny takto: (1) 50÷79; (2) 80÷129; (3) 130÷199; (4) 200÷299; (5) ≥ 300. V případě R ale množství galaktických kup se zvyšujícími se nároky na počet členů logicky klesal. Do třídy (1) Abell zahrnul 1 224 členů, ale do třídy (5) nalezl jen jednoho jediného zástupce. Abellova systematičnost byla učebnicově ukázková a stala se základem pro souběžné a následné průzkumy galaktického vesmíru. Konečně – někde bylo potřeba začít!

Rozložení Abellových galaktických kup na obloze v galaktických souřadnicích.
Zdroj: ApJ 1958.

Katalog Fritze Zwickyho

Zwicky vycházel, stejně jako Abell, z téže přehlídky oblohy POSS I (Palomar Observatory Sky Survey) vytvořené na Mt. Palomaru. Jeho kritéria ale nebyla tak striktní jako Abellova:

Zwicky určoval vzdálenost obdobně z červeného kosmologického posuvu a jeho rozřazení vycházející z nejvýraznějších členů kupy bylo následující: blízké kupy (z ≲ 0,05), středně vzdálené kupy (z ≃ 0,05÷0,10), vzdálené kupy (z ≃ 0,10÷0,15), velmi vzdálené kupy (z ≃ 0,15÷0,2), a extrémně vzdálené kupy galaxií (z ≳ 0,2). Početnost galaxií v kupě určoval Zwicky počítáním galaxií na palomarských deskách snímaných přes červený filtr a následnou korekcí vůči oblasti vymezené zvolenými izočárami. Tento postup měl ale za následek, že získané výsledky byly závislé na červeném posuvu, kteroužto závislostí Abellova klasifikace netrpěla. Nicméně Zwicky vystavěl katalog mnohem obsažnější než Abell, zahrnul několikanásobně víc galaktických kup a následné porovnávání zvolených systémů klasifikace se stalo pro další orientaci astronomů ve světě galaktických soustav velmi užitečným.

Katalog sestavený Stephenem A. Shectmanem

Shectman vyšel z galaktické inventury vytvořené na základě fotografické přehlídky pořízené na Lickově observatoři. Soupis milionu galaxií jasnějších než 19^m s deklinací severnější než -19° publikovali v roce 1967 Shane & Wirtanen. Shectman na základě této práce použil automatické procedury a nalezl 646 galaktických kup v 10′ polích. Kupy se nacházely v galaktické délce |b| ≥ 40° a deklinaci δ > −22,5°. Výběr byl založen na objevení místních maxim hustoty oproti zvoleným prahovým hodnotám. Zvolenou metodou zpracování dokázal Shectman detekovat 70 % Abellových kup zatříděných jako třídy vzdálenosti  D ≤ 4 a 10 % pro D = 5. Prokázal také, že zvolená procedura dokázala vyhledat prokazatelně chudší kupy než Abellem zvolené R ≥ 1 (hodnota čítající ≥ 50 členů jasnějších než m₃ + 2). To by znamenalo, že by prostorová struktura galaktických kup mohla být mnohem komplikovanější a že mnohdy jen části kup vybraných Shectmanem jsou v Abellově katalogu pojímány jako samostatné galaktické kupy. Červený kosmologický posuv změřený Shectmanem u 112 galaktických kup nalézajících se na jihu zhruba odpovídá témuž pro Abellovy kupy zatříděné jako D ≤ 4. Z toho vyplývá, že Shectmanovy kupy jsou šestkrát hustější než Abellovy kupy R ≥ 1. Prostor na velkých vzdálenostech mezi galaxiemi bude proto zapotřebí zkoumat mnohem přesnějšími metodami, než jen prohlížením fotografických desek a počítáním galaxií v obrazových výsecích. Výše uvedené tři pilotní projekty jsou důkazem nejen obrovsky náročné práce při zpracování nepředstavitelně nepřehledného množství záznamů o vzdáleném vesmírném prostoru, ale současně ukázkou, jak rozdílné výsledky lze nepatrně odlišnými metodami získat, i když současně zdánlivě zkoumáme totéž.

Kupa galaxií Abell 2151 v Herkulovi

Kupa galaxií v Herkulovi Abell 2151. Této malé galaktické kupě dominují spirální a nepravidelné galaxie, což naznačuje, že jde o soustavu v rané fázi svého vývoje. S přihlédnutím k nejlepším vývojovým modelům galaktických kup zde jsou jisté náznaky vnitřní struktury. Uvnitř kupy je několik shlukujících se skupin vzájemně se ovlivňujících galaxií. Tyto galaxie při vzájemných střetech mění svoji strukturu, vyvíjejí se do jiných typů a snižují relativní pohyb až se nakonec ustálí do výsledné polohy. Nejvýraznějším členem kupy je dvojice do sebe zaklesnutých spirálních galaxií NGC 6050 poblíž jádra kupy. Jejich sloučením by mohl vzniknout obří eliptický zárodek jádra, stejný, jaké nalézáme uvnitř jiných obřích galaktických kup. Kupa se nalézá ve vzdálenosti 500 milionů světelných roků a čítá kolem tří stovek členů. Na videu je nádherně patrné, jak nedostupnými útvary jsou galaktické kupy pro malé dalekohledy. Zdroj: ESO.

Další zdroje

CalTech: Ay 127 Galaxy Clusters

Neta A. Bahcall: Large-Scale Structure in the Universe Iindicated by Galaxy Clusters; CalTech