Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 37 – vyšlo 13. září, ročník 2 (2004) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

37/2004

Projekt SDSS a objev trpasličí galaxie Andromeda IX

Ivan Havlíček

Mapování je základní poznávací technikou ve většině vědeckých oblastí. Nejinak je tomu v astronomii. Devadesátá léta minulého století s sebou přinesla obrovský rozvoj přístrojové techniky. Nové technologie umožnily stavbu stále větších a kvalitnějších dalekohledů. Tyto obří stroje se zrcadly v průměru mezi třemi až deseti metry rozliší na obloze velmi malé detaily a proto vyvstala nutnost pořídit v tak podrobném rozlišení novou mapu okolního vesmíru. Sloan Digital Sky Survey je dnes nejdůležitějším přehlídkovým projektem v této oblasti. S příchodem digitálního způsobu shromažďování a zpracování napozorovaných dat se zde již realizuje průlom v kosmografii, což je základní počin potřebný k určení našeho místa ve vesmíru. Optika hlavního dalekohledu je navržena pro viditelné pozorovací okno s přesahem do infračervené oblasti: 350÷930 nm. SDSS neustále systematicky mapuje jednu čtvrtinu nebe, měří polohu a jasnost více jak 100 miliónů objektů na obloze. Také určuje vzdálenost milionu nejbližších galaxií, díky čemuž získáváme třírozměrný obraz okolního vesmíru v prostorovém objemu tisíckrát větším, než jsme znali doposud. SDSS zaznamenává vzdálenosti 100 000 kvazarů, což jsou nejvzdálenější objekty, které dnes můžeme pozorovat. Získáváme tak velmi podrobný obraz okolního světa ve velkorozměrové škále a přitom jde o obrovský výsek oblohy. Lze tak pozorovat počátky formování a vývoj galaxií, zpřesnit v jednotlivých objektech znalost o poměru svítící a temné hmoty, mapovat strukturu naší Galaxie, rozložení prachu ve spirálních ramenech, přímo pozorovat formování hvězd a mnoho dalších jevů v prostorových souvislostech, které byly dosud nedostupné. SDSS představuje nový standard v kosmografii, jde o stroj nového tisíciletí. Nové a ještě větší dalekohledy než ty současné, které se teprve objeví, budou mimo jiné potřebovat velmi přesné přehlídkové mapy, aby se v okolním vesmíru orientovaly. SDSS jim je připraví.

SDSS – Sloan Digital Sky Survey, projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana založenou v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více jak dvacet let. Nadace jím založená podporuje mimo jiné vědu a školství. Kosmografie – mapování vesmíru nejrůznějšími prostředky. V současnosti jde zejména o 3D mapy založené na přehlídkovém snímání oblohy prováděném na základě kompilace dat pořízených satelitními observatořemi a projekty obdobnými SDSS. Základ tvoří fundamentální katalogy. Přesnost astronomických map klesá v čase na obě strany od data pořízení mapy a v prostoru se vzdáleností od místa pozorovatele. Fotometrie – část astronomie zabývající se zjišťováním a porovnáváním jasností a svítivostí astronomických objektů. Astrometrie – část astronomie zabývající se určováním poloh a pohybů astronomických objektů. Trpasličí galaxie – objekt sestávající z hvězd a mezihvězdné látky. Jsou v něm zastoupeny hvězdy ve všech fázích hvězdného vývoje, tedy objekty nejrůznějšího stáří. Dnes známé trpasličí galaxie jsou gravitačně vázány na velké spirální galaxie a jejich hmotnost dosahuje zpravidla maximálně setiny hmotnosti mateřské galaxie. Rozlišení spektroskopu – je dáno podílem vlnové délky pozorovaného světla a nejmenšího rozdílu vlnových délek monochromatických vln stejné intenzity, které prvek ještě rozliší. U hranolu závisí r. s. na disperzi materiálu, ze kterého je vyroben a na absolutní velikosti jeho základny. U difrakční mřížky je r. s. tím větší, čím je větší řád spektra, ve kterém provádíme měření a čím je větší počet vrypů mřížky. l.y. – light year, světelný rok. Jde o vzdálenost, kterou ulétne světlo za rok: 9,46×1012 km.

Jak vypadá stanice SDSS?

Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m, f/2,25 (hranatá krabice na plošině vlevo). Sekundární zrcadlo má průměr 1,08 m a vstupní apertura je centrálně cloněna na průměr 1,30 m. Centrální otvor v primárním zrcadle má průměr 1,17 m. Ohnisková rovina používaná pro snímání má průměr 0,76 m. Dalekohled je extrémně krátký – obě zrcadla jsou od sebe vzdálena v optické ose pouze 3,6 m a mezi ně je ještě vložen korektor sestávající ze dvou asférických optických křemenných prvků. Tato soustava má extrémně široké zorné pole o průměru 3°. Hlavní dalekohled je doplněn ještě menším monitorovacím dalekohledem o průměru jen 0,5 m (v malé kopuli na kuří nožce uprostřed) pro navádění a kalibraci. Monitorovací dalekohled má za úkol proměřovat nepatrné změny v atmosféře, které by mohly ovlivnit měření prováděné hlavním dalekohledem. Podle takto zjištěného momentálního úbytku světla pohlceného atmosférou a jeho případných změn je pak kalibrován výsledek získaný hlavním dalekohledem. První světlo prošlo soustavou 27. 5. 1998. V pozadí prostupuje mezi stromy kopule 3,5 m dalekohledu Astrophysical Research Consortium, který není součástí projektu SDSS.

Celkový pohled na stanici SDSS.

Hlavní dalekohled SDSS.

Hlavní dalekohled je opatřen krabicovým krytem tubusu, který slouží k omezení vlivu nárazů větru. V době, kdy se nepozoruje, je dalekohled sklopen do vodorovné polohy (zrcadlo svisle) a zakryt pojízdnou střechou. Při pozorování je celá plošina odkryta a přístroj je v maximálním kontaktu s okolím. Odpadají tak problémy s potřebným temperováním kopule na noční teplotu. I v tomto případě je však nutno stabilizovat teplotu hlavního zrcadla vlastním klimatizačním systémem umístěným v prostoru kolem hlavního zrcadla. Zrcadlo je vyrobeno z borosilikátového skla s minimálním koeficientem teplotní roztažnosti 2,8×10⁻⁶ K⁻¹ a je nutno je v době pozorování udržovat teplotně stabilní s přesností ±0,2 °C.

Pohled do tubusu ukazuje uložení sekundárního zrcadla a clonu minimalizující
interferenci na jeho nosné konstrukci.

Fotometrická kamera sestává ze dvou TDI (Tektronix Digital Imager) snímacích CCD polí. Jedno používá 30 CCD matic Tektronix/SITe 2048×2048 pixelů v 5 polích po 6 maticích pro pětibarevnou fotometrii a druhé používá 24 CCD matic 2048×400 pixelů pro astrometrii a monitorování ohniska. Kamera je opatřena korekčními členy a systémem filtrů. Pracovní teplota kamery při fotometrii je −80 °C.

Skladba fotocitlivých prvků kamery v ohniskové rovině.

Pět CCD matic na zlaté nosné liště – jedno ze šesti fotometrických polí kamery.

Zajímavý je způsob snímání oblohy. Celá snímatelná část nebe je rozdělena na pruhy, které jsou snímány ve dvou krocích tak, aby se následně překryly mezery mezi jednotlivými již zachycenými částmi. Na stránkách SDSS je aktuální statistika zobrazující kolik oblohy je již takto zmapováno s požadovanou přesností a jak projekt pokračuje:

http://www.sdss.org/status/index.html

První fáze snímání – mozaika v pruzích. Strana obrazového pole je široká 2,5°.

Dalekohled je také používán k měření spekter jednotlivých objektů. K tomu je nutno pro každé obrazové pole vytvořit zvláštní fixační desku a umístit ji v ohnisku dalekohledu. Deska fixuje vstupy optických kabelů, které jsou svedeny do dvou spektroskopů v řídící budově, kde je světlo podrobeno analýze. Při jednom pozorování tak lze získat naráz spektrum od až 640 objektů. Pro dalekohled byl vyroben speciální spektroskop s rozlišením 2000 (definice rozlišení viz glosář), který umožní změřit z červeného posuvu rychlosti jednotlivých objektů s přesností 150 kms⁻¹ a v případě složených spekter – například u galaxií – jde o přesnost ±20 kms⁻¹. Použitelná vlnová délka 390÷800 nm dovoluje pozorovat červený posuv čáry Hα až do z = 0,2. Horní hranice citlivosti 910 nm je navržena zvláště s ohledem na měření červeného posuvu u kvazarů.

Fixační aluminiová deska s označením jednotlivých objektů.

Příprava spektrálního měření – fixace optických kabelů do ohniskové roviny. Celé pouzdro bude následně připevněno pod hlavní zrcadlo tak, aby fixační deska byla v ohniskové rovině.

Trpasličí galaxie And IX

Digitální přehlídka oblohy má za sebou řadu významných objevů. Věnujme se nyní jednomu z poslední doby. Trpasličí galaxie And IX u galaxie v Andromedě je objekt, jehož objev byl týmem SDSS oznámen 31. 5. 2004. Jde o velmi slabou satelitní galaxi, která je na hranici viditelnosti přístroje SDSS. Trpasličí galaxie jsou obecně objekty velmi mdlé, obtížně se nacházejí právě pro jejich velmi malou svítivost vzhledem k jejich rozlehlosti. U galaxie v Andromedě jsou známy dvě satelitní galaxie již od doby Charlese Messiera, který je zaznamenal a jsou uvedeny v jeho slavném katalogu. Trpaslík And IX je však něco úplně jiného. Velmi se podobá trpasličím galaxiím, které známe jako souputníky u naší Galaxie. I tyto jsou vesměs na hranici viditelnosti velkých dalekohledů. Naši trpaslíci jsou neporovnatelně blíž a tudíž snáze rozpoznatelní. Objev takového objektu u Andromedy je proto velmi významný. And IX je zhruba 10⁵ krát slabší než samotná galaxie v Andromedě nebo naše Galaxie, v průměru má cca 3 000 l.y. a je zhruba 10⁶ l.y. daleko od Slunce.

Andromeda IX – snímek Isaac Newton Groups' Wide Field Camera Survey. Trpasličí galaxii tvoří nepatrně světlejší oblast v centru snímku.

Porovnání jasu oblasti, ve které se nalézá And IX s oblastí spirálních ramen Andromedy. Mnoho hvězd, které se promítají do obrazu And IX, je z naší Galaxie. Tradičními pozorovacími technikami by tento objev nebyl možný právě pro přesvícení And IX množstvím těchto blízkých hvězd.

Poloha Andromedy IX v haló spirální galaxie Andromeda – do přesvíceného snímku komplikované struktury galaktického haló je vložena fotografie centrální oblasti a pro představu úhlových rozměrů je doplněn Měsíc.

Odkazy