Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 16 – vyšlo 20. dubna, ročník 5 (2007) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

16/2007

Objev novy v galaxii M 81 ve Zlíně

Pavel Cagaš

NovaNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let. viditelná pouhým okem nebo malým dalekohledem je vzácný jev. Ačkoliv jich v naší Galaxii vzplane každý rok několik desítek, SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. a kolem kroužící ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. se nachází v rovině galaktického disku a tak nám mezihvězdný plyn a prach, kterého je v rovině Galaxie spousta, zaclání výhled na většinu vzplanuvších nov.

Nova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let. Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. Hypernova – zhroucení extrémně hmotné hvězdy (tzv. hyperobra) přímo na černou díru, doprovázené zábleskem gama a mohutnou explozí, která je ještě výraznější než u supernovy. Svítivost objektu je srovnatelná s celou galaxií. Nejvážnějším kandidátem na hypernovu v našem okolí je v budoucnosti hyperobří hvězda Éta Carinae z naší Galaxie.

Novy samozřejmě explodují i v ostatních galaxiíchGalaxie – 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.. Pokud máme na cizí galaxii dobrý výhled (to znamená že leží mimo naši vlastní galaktickou rovinu) a je k nám příznivě natočena (vidíme ji alespoň částečně ze směru její rotační osy, nikoliv z boku), můžeme sledovat téměř všechny novyNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let., které se v takové galaxii objeví.

Nevýhodou samozřejmě je, že zatímco vzdálenosti v naší Galaxii měříme ve stovkách a v tisících světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km., vzdálenost k jiným galaxiím bývá desítky i stovky milionů světelných roků – jen několik nejbližších galaxií se vejde do pomyslné koule o poloměru deseti světelných roků. Vzdálenost tak velmi sníží pozorovanou jasnostJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m₂ − m₁ = 2,5 log J₁ / J₂. nov. Proto bylo nalézání a sledování nov mimo naši Mléčnou dráhu dlouhou dobu výsadou velkých dalekohledů profesionálních observatoří.

Všeobecný pokrok v pozorovací technice ale výsadou profesionálů nezůstal. Citlivé CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) kamery jsou dnes dostupné všem amatérům a ačkoliv celý proces získávání a zpracování dat z CCD pozorování vyžaduje poměrně více znalostí a zkušeností než klasická fotografie, výsledky stojí za to. Hvězdy s jasností kolem 16. magnitudyMagnituda – 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). lze spolehlivě zachytit už po několika desítkách sekund expozice a pokud expozici prodloužíme na desítky minut až hodiny, lze dosáhnou mezní jasnosti i přes 20. magnitudu s běžným zrcadlovým dalekohledem o průměru 25 cm.

Nejbližší velká galaxie označovaná M 31 leží v souhvězdí Andromedy. Je prakticky stejně velká jako naše Galaxie a leží necelé 3 milióny světelných roků daleko. Pokud v galaxii M 31 vzplane nova, můžeme ji pozorovat jako hvězdu až kolem 16. magnitudy, tedy spolehlivě v dosahu amatérských přístrojů s CCD kamerami. Situace ale není tak jednoduchá – naprostá většina nov se vyskytuje u jádra galaxieGalaktické jádro – nejvnitřnější část galaxie, zpravidla má podobu centrální výdutě a obsahuje podstatnou část atomární látky galaxie. V mnoha galaxiích je v jádře obří kompaktní objekt, pravděpodobně černá díra., nikoliv ve spirálních ramenech. Jádro je ale relativně jasné a je velký rozdíl snímat samotnou hvězdu na pozadí hlubokého vesmíru nebo hvězdu ztrácející se ve svitu komplexních struktur jádra galaxie. Nalezení novy tedy vyžaduje znalosti a zkušenosti stejně jako trpělivost, protože vzplanutí novy není nijak častý jev.

Hledáním nov v galaxii M 31 proslul český amatér Kamil Hornoch. Má na svém kontě již většinu novNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let. nalezených v galaxii M 31 a jeho práci ocenila americká Astronomical Society of the Pacific cenou Amateur Achievement Award za rok 2006. K pozorování používá svůj 35 cm dalekohled a CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) kameru G2-1600. Kamilovu pozornost ale začaly přitahovat i další blízké galaxie. Při hledání nov používal i snímky z velkých dalekohledů s mnohametrovými zrcadly, pro které jsou novy s jasností kolem 20. magnitudyMagnituda – 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). snadno dostupné.

Kamil Hornoch u svého dalekohledu. Zdroj: Masarykova univerzita.

Ze zkušeností víme, že snímky pořizované na zlínské hvězdárně zrcadlovým dalekohledem o průměru 26,5 cm a kamerami G2-1600 a G2-3200 dokážou zobrazit při více než hodinové expozici objekty až 21. magnitudy. Kamilův nápad prozkoumat, zda v naší expozici galaxie M 81 ve Velké Medvědici není nova, zněl přesto bláznivě. Ale alespoň teoretická možnost tu existovala. Hledat tak slabý objekt na snímcích z tak malého dalekohledu, navíc na pozadí jádra galaxie, vyžaduje velice pečlivé zpracování snímků a velkou dávku zkušeností. Obraz mohou ovlivnit zbytky po horkých pixlechPixel –  (z angl. picture element) – v záznamové technice nejmenší jednotka měřící intenzitu dopadajícího světla, v zobrazovací technice jeden obrazovkový bod. a různé artefakty. Více než kdy jindy zde platí přísné pravidlo vědy – výjimečná tvrzení vyžadují výjimečné důkazy. Kamilova zpráva, že na snímku M 81, exponovaném 80 minut na zlínské hvězdárně v neděli 8. dubna je něco, co na srovnávacích snímcích z velkých dalekohledů není, bylo svým způsobem takové výjimečné tvrzení. Nový objekt nebylo možno rozlišit jako samostatnou hvězdu, ale jen jako protažení jasné struktury u jádra M 81, což ale pouhých 35″ od jádra galaxie není nic neobvyklého. Bylo potřeba získat potvrzující pozorování z další noci a případně i z jiné hvězdárny. Přístroje schopné snímat hvězdy kolem 20. magnitudy ale mají svůj pozorovací program předem určený a získat pozorovací čas je velmi obtížné. Skutečností také je, že dalekohledy s CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) kamerami snímajícími s rozlišovací schopností kolem 2″/pixelPixel –  (z angl. picture element) – v záznamové technice nejmenší jednotka měřící intenzitu dopadajícího světla, v zobrazovací technice jeden obrazovkový bod. nejsou v tomto případě příliš k užitku, byť by byly výrazně větší než zlínský dalekohled. Nový objekt splyne s okolními strukturami jádra a nelze jej rozlišit. Snímky ze zlínské hvězdárny mají velmi dobré vzorkování a úhlové rozlišení, s kamerami G2-3200 je to pouhých 0,65″/pixel.

Dalekohled Hvězdárny Zlín o průměru 26,5 cm. Zdroj: ZAS.

Galaxie M 81 v souhvězdí Velké medvědice. Zdroj: P. Cagaš, K. Hornoch, 11. 4. 2007.

Abychom existenci novy potvrdili, pořídili jsme ve středu 11. dubna 2,5 hodiny dlouhou expozicí M 81 opět ze zlínské hvězdárny. Výsledný snímek byl velmi potěšující – objekt u jádra galaxie je velmi pravděpodobně reálný. Jeho jasnost klesla z nedělní 19,2 magnitudy na 19,5 magnitudy a pravděpodobnost, že se opravdu jedná o nově nalezenou novu, se velmi zvýšila.

Při srovnávání nového snímku pořízeného ve středu se snímkem starým 3 dny si Václav Přibík ze zlínské hvězdárny a nezávisle i Kamil Hornoch všimli dalšího velmi malého zjasnění, tentokrát již dále od jádra – asi 95″ od centra. Objekt byl velmi slabý, měl magnitudu 19,9, ale přímé srovnání s předešlým snímkem dávalo jednoznačnou odpověď – tento nový objekt, pokud je opravdu reálný, tam před třemi dny nebyl. Pokud objev novy v M 81 zní poměrně nepravděpodobně, ohlášení objevu 2 nov v rozmezí čtyř dní už opravdu budí velkou nedůvěru.

Naneštěstí se nepodařilo získat snímek z nějakého velkého dalekohledu, který by existenci druhé novy jednoznačně prokázal. Ale snímek z další noci, opět pořízený ve Zlíně, vyvrátil veškeré pochybnosti. Nový objekt tam byl a zjasněl na 19,2^m. Ve Zlíně se rozběhlo pravidelné sledování M 81. V pátek kandidát na novu opět zjasněl na 18,7^m a v sobotu dosáhl maxima 17,6^m. Nova začala být zřetelně viditelná i na jednotlivých 30 sekund dlouhých, nijak neupravených expozicích.

Všechna pozorování již byla natolik průkazná, že jsme se rozhodli je publikovat. Velkým štěstím pro nás bylo, že v noci ze soboty na neděli, shodou okolností v okamžiku maxima druhé novy, měl tým Dr. Filippenka rezervovaný pozorovací čas na největším dalekohledu světa Keck I. Po mírné úpravě pozorovacího programu pořídil Dr. Filippenko spektrum druhé objevené novy právě tímto přístrojem. Spektrum ukázalo modré kontinuum, typické pro bílého trpaslíka, spolu s širokou H-alfa absorpcí. Po započítání rychlosti vzdalování galaxie M 81 vychází z modrého posunu minima H-alfa absorpce rychlost rozpínající se obálky na 870 km/s.

Druhá objevená nova je skutečně naprosto výjimečná. Nova s absolutní hvězdnou velikostíMagnituda absolutní – absolutní hvězdná velikost je magnituda objektu, kterou by měl ve vzdálenosti 10 pc od nás. Závisí jen na skutečné svítivosti objektu. Zadáváme-li vzdálenost objektu v parsecích, platí mezi absolutní (M) a relativní magnitudou (m) jednoduchý vztah: M = m + 5 – 5 log r. Rozlišujeme bolometrickou absolutní magnitudu (v celém spektru) a vizuální absolutní magnitudu (pouze v rámci viditelného spektra). Pro určování vzdáleností se někdy využívají proměnné cefeidy, jejichž absolutní magnituda (svítivost) souvisí s periodou světelné křivky P vyjádřenou ve dnech podle přibližného vztahu M = –2.4 log P – 1.5. Ze známé periody a relativní magnitudy určíme z posledních dvou vztahů snadno vzdálenost cefeidy. pod –10 se objeví jednou za 10 let. Současně se jedná o dosud nejjasnější novu, jaká byla v galaxii M 81 objevena. A v každém případě se jedná o rekord ve velikosti dalekohledu použitém k objevu – všechny novy v galaxii M 81 byly dosud objeveny podstatně většími přístroji. Zpráva o objevu obou nov spolu s polohami, fotometrickými měřeními i odkazem na měření na Keckově dalekohledu byla publikována v telegramu IAU CBAT č. 924.

Nalevo: Objev první novy (8.4.2007). Napravo: objev druhé novy (11.4.2007). Zdroj ZAS.

Druhá nova v maximu jasnosti, fotografovaná 14.4.2007.
Napravo bez aplikovaného mediánového filtru. Zdroj: ZAS.

Klip týdne: Umírající hvězda

 

Umírající hvězda. V dnešní animaci uvidíte rekonstrukci exploze supernovy v Plachtách z pozorování observatoře Chandra v rentgenovém oboru. Velmi hmotný modrý veleobr opouští hlavní posloupnost a exploduje jako supernova. Kolem se vytváří obálka horkých plynů, která jasně září v rentgenovém oboru. Obálka se postupně ochlazuje a rozprostírá do mezihvězdného prostředí. Z rentgenového obrazu získaného observatoří Chandra lze zjistit dynamiku exploze a zastoupení prvků vytvořených hvězdou. Zdroj: Science Visualization Lab, Tufts Univerzity. (avi, 5 MB)

Odkazy