Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 41 – vyšlo 11. října, ročník 2 (2004) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

41/2004

Vzdálené galaktické vlákno v Jeřábu

Ivan Havlíček

Začátkem ledna roku 2004 oznámil mezinárodní tým astronomů objev velmi vzdálené obří galaktické struktury – galaktického vlákna – v souhvězdí Jeřábu (Grus) na jižní obloze. Na objevu se podíleli Dr. Povilas Palunas (University of Texas, in Austin, Texas), Dr. Paul Francis (Australian National University, Canberra, Australia), Dr. Harry Teplitz (California Institute of Technology in Pasadena), Dr. Gerard Williger (Johns Hopkins University, Baltimore, Md.) a Dr. Bruce E. Woodgate (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.). Základní pozorovací data byla získána 4 metrovým dalekohledem Blanco Telescope na Cerro Tololo v Chile, a následně ověřena 3,9 metrovým dalekohledem Angloaustralské observatoře AAT v Siding Spring ve východní Austrálii.

Levý obrázek ukazuje celou strukturu obřího vlákna. Prázdná kolečka jsou galaxie, plné kruhy jsou narůstající struktury mnohem větší než galaxie (možná obrovská plynná mračna, z nichž se galaxie formují), velké černé hvězdy znamenají neviditelné galaxie, které zkreslují světlo vzdálených kvazarů a malé zelené hvězdy jsou kvazary ve struktuře. Vpravo je umělecká interpretace naměřených dat, klepnutím na obrázek spustíte velmi působivou animaci (mpg, 8 MB). © NASA.

IRAS PSC Redshift Survey (PSCz) – přehlídka červených posuvů 15 000 galaxií zachycených v katalogu bodových zdrojů IRAS Point Source Catalogue. Přehlídka zahrnuje více jak 83 % oblohy, jde o nejrozsáhlejší celooblohovou přehlídku, která v současnosti existuje. Pozorování probíhala na několika přístrojích v letech 1992 – 1995. APM Galaxy Survey – přehlídka oblohy více jak 2 milionů galaxií a 10 milionů hvězd pokrývající cca 1/10 celé oblohy kolem jižního galaktického pólu. Přehlídka je vytvořena skenováním 185 fotografických polí získaných dalekohledem UK Schmidt Telescope v Siding Spring v Austrálii. Snímání probíhalo mezi deklinací −72 a −18°. Limitní magnituda pro detekci obrazu je m < 21,5 , pro klasifikaci hvězd v galaxii m < 20,5. Výsledky byly publikovány v roce 1990. 2dF Galaxy Redshift Survey – projekt, v rámci kterého již byla pořízena spektra více jak 260 000 galaxií pomocí zařízení 2dF (2 degree Field) – unikátního spektrografu připojeného k dalekohledu AAT (Anglo Australian Telescope), který má zrcadlo o průměru 3,9 metru a je umístěn od roku 1974 na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. Spektrograf pořídí v poli o velikosti 2° naráz spektra 400 objektů. Hubbleův zákon – Edwin Hubble zjistil v roce 1929, že čím vzdálenější galaxie, tím vyšší rychlostí se od nás vzdaluje. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubbleova konstanta a označujeme ji H. Tento vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií. Kosmologický červený posuv – změna vlnové délky spektrální čáry způsobená rozpínáním vesmíru. Kvantitativně se udává kosmologický posuv číslem z = Δ λ /λ. Expanzní funkce R(t) – udává, jakým způsobem se s časem mění vzdálenosti v rozpínajícím se vesmíru. Můžeme si ji představit jako poměr vzdálenosti libovolných dvou vzdálených objektů ve vesmíru dnes a v minulosti. Mezi expanzní funkcí a kosmologickým červeným posuvem existuje jednoduchý vztah z = (R − R0)/R0, kde R0 charakterizuje lineární rozměry vesmíru v době vyslání paprsku a R lineární rozměry vesmíru v době jeho zachycení. Z naměřeného kosmologického červeného posuvu můžeme tedy snadno vypočítat, jak se změnily rozměry vesmíru od doby, kdy byl vyslán dnes pozorovaný světelný paprsek, R = (1 + z)R0. Galaxie – seskupení hvězd a prachoplynné mezihvězdné látky, které obsahuje hvězdy v nejrůznějším stádiu vývoje. Galaxie se liší svoji strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné...), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, 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. Kvazary – objekty objevené 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (řádově 1041 W). Velký kosmologický červený posuv ukazuje, že jde o objekty nesmírně zářivé a vzdálené, pravděpodobně obnažená jádra rodících se galaxií, většinou  s centrální černou dírou vyvrhující mohutné výtrysky látky. Gravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl A. Einstein v roce 1936. 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 mírně vyosené, vznikne několikanásobný obraz vzdálené galaxie či kvazaru.

Vlákno objevené v souhvězdí Jeřábu je obří galaktická struktura ve vzdálenosti 10,8 miliard světelných let (z = 2,38), která sestává z galaxií, kvazarů a obrovských nadgalaktických nahromadění hmoty, ze kterých se galaxie snad teprve vytvoří. Celé vlákno této husté hmoty je velké 50 krát 300 milionů světelných let. Vlákno obsahuje nejméně 37 galaxií, které lze rozpoznat jako jednotlivé objekty. V této vzdálenosti jde prozatím o ojedinělý objev takto rozsáhlé struktury. Doposud byly takto rozsáhlé struktury známy pouze z oblastí s kosmologickým červeným posuvem nejdále kolem z = 0,2. To je dáno rozlišením přístrojů, které se pro mapování vzdáleného vesmíru používají. Na jakékoliv přehlídce vzdáleného vesmíru se vždy jedná dosud o kompromis mezi použitým rozlišením (limitní magnituda, pro kterou je ještě objekt rozlišitelný pro spektrální analýzu) a velikostí výseku oblohy, ve které je přehlídka provedena. Základními projekty v této oblasti jsou přehlídky galaktických červených posuvů PSCz, APM Galaxy Survey a 2dF Galaxy Redshift Survey. V principu jde vždy o zpracování obrovského množství údajů, které vznikají plošným skenováním oblohy a následného určování prostorové struktury okolního vesmíru. Vzdálenost je určována empiricky, tedy rychlostí vzdalování pozorovaných objektů – mapy jsou na běžně používané délkové jednotky (pc nebo l.y.) kalibrovány až dodatečně na základě Hubbleova zákona.

Struktura vesmíru měřená červeným posuvem. Rychlost vzdalování je na vodorovné stupnici vlevo, rozptyl od právě udávané rychlosti je barevně označen na stupnici vpravo. Projekce je rovníková, při rychlostech kolem 250 kms⁻¹ se zřetelně objeví struktura Galaxie, jejíž rovinou se touto rychlostí pohybuje celá sluneční soustava. Po kliknutí spustíte animaci (gif, 3,7 MB). Animace ve vyšším rozlišení (gif, 11 MB). © J. Silk, Oxford Astrophysics.

Plocha oblohy (bílá) zahrnutá do přehlídky PSC redshift.

Porovnání přehlídek 2dF GRS a APM co do výseku oblohy, ve kterém byly provedeny.

Vlákno je podobnou strukturou, kterou objevili v relativně blízkém vesmíru Dr. John Huchra a Dr. Margaret Kellerová v roce 1989 a která je v literatuře označována jako Great Wall. Velká stěna je ale oproti vláknu v Jeřábu ve vzdálenosti "jen" cca 350 milionů světelných let.

Velká stěna podle R. Brent Tullyho z Havajské university. Uprostřed struktury je kupa ve Vlasech Bereniky, velké vlákno vybíhá do kupy v Herkulovi, mnoho galaxií bylo popsáno Georgem Abellem a některé jsou známy pouze podle výtrysků v oboru tvrdého záření. O jak obrovské struktury zde jde, je možné nahlédnout zde:

Měřítka ve vesmíru. Podle Stephen Landy, Scientific American, 1999.

Dnes je jisté, že vesmír tvoří na škále miliard světelných let obří struktury. Stěny a vlákna jsou tvořeny převážně pro nás neviditelnou hmotou, kterou však můžeme zaznamenat z gravitačních projevů hmoty svítící. Ve vzdálenostech nad z = 1 je navíc ještě rychlost vzdalování viditelných objektů interpretována jako závislost na možné změně vlastností expandujícího prostoru – jde o změnu expanzní funkce. A ještě navíc je vše ztíženo naší snahou interpretovat vše co vidíme jako projekci do prostoru ze středu, tedy do kulového prostoru, který má všude stejné vlastnosti. Velmi dobře však víme, že z tak velkých vzdáleností k nám putují díky gravitačním čočkám obrazy mnohdy zkreslené. Prostorové rozložení nově objevených útvarů proto může v budoucnu ještě doznat značných změn.

Odkazy