Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 40 – vyšlo 18. listopadu, ročník 14 (2016) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

40/2016

Střed Galaxie a proklatě rychlá hvězda

Petr Kulhánek

Střed naší Galaxie se nachází na západním okraji souhvězdí Střelce, v těsném sousedství s hranicí souhvězdí Hadonoše. Astronom se sotva na obloze setká s krásnějším místem. Okolí středu Galaxie je bohaté na mlhoviny (Trifid, Laguna a desítky dalších), kulové hvězdokupy (například M 22, která je dokonce jasnější než kulová hvězdokupa v Herkulu) i otevřené hvězdokupy, řadu pozůstatků supernov, rozsáhlých oblouků a vláken svítícího plynu a dalších zajímavých cílů. Některé objekty skutečně souvisí se středem naší Galaxie, jiné se do této oblasti náhodně promítají. V souhvězdí Střelce se nachází 15 objektů slavného Messierova kataloguKatalog Messierův – katalog mlhavých objektů (většinu tvoří mlhoviny, galaxie a hvězdokupy). Poprvé byl vydán v roce 1781 francouzským pozorovatelem komet Charlesem Messierem, později byl doplněn o další objekty, dnes obsahuje 110 položek. Objekty katalogu jsou označeny písmenem M a číslem. Například M 31 je Velká galaxie v Andromedě. a mnoho desítek objektů z dalších katalogů. Oblast je častým cílem velkých dalekohledů, které pořizují nádherné snímky zdobící čelní strany astronomických časopisů. Za vizuální obor jmenujme alespoň Hubblův vesmírný dalekohledHST (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., za infračervený Spitzerův vesmírný dalekohledSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. a za rentgenový observatoř ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.. V posledních letech jsme získali další vynikající přístroje: síť radioteleskopů ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu. a interferometr GravityGravity – nový interferometr druhé generace, který byl zprovozněn u čtveřice dalekohledů VLT na Mt. Paranal v Chile. Přístroj pracuje v pásmu K (2,2 μm), kde proměřuje polohy objektů s přesností 10 obloukových mikrosekund. Signál z dalekohledů přichází do interferometru Gravity optickými vlákny. Pokud přístroj využívá signál ze čtyř hlavních osmimetrových dalekohledů, je zorné pole 2”, pokud pracuje v režimu, při němž využívá pomocné dalekohledy, je zorné pole 4”. využívající signál ze všech čtyř dalekohledů VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace.. Ve středu Galaxie se nachází obří černá díra, a tak není v této oblasti o zajímavé jevy žádná nouze.

Mapa souhvězdí Střelce s vyznačeným rádiovým zdrojem Sgr A*, který se nachází
přesně ve středu naší Galaxie. Zdroj Sky & Telescope.

Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. VLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. Gravity – nový interferometr druhé generace, který byl zprovozněn u čtveřice dalekohledů VLT na Mt. Paranal v Chile. Přístroj pracuje v pásmu K (2,2 μm), kde proměřuje polohy objektů s přesností 10 obloukových mikrosekund. Signál z dalekohledů přichází do interferometru Gravity optickými vlákny. Pokud přístroj využívá signál ze čtyř hlavních osmimetrových dalekohledů, je zorné pole 2”, pokud pracuje v režimu, při němž využívá pomocné dalekohledy, je zorné pole 4”. ALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu.

Detailní snímek centra

Rok 2009 byl prohlášen za Mezinárodní rok astronomie. Šlo vlastně o oslavy čtyřsetletého výročí od doby, kdy Galileo Galilei poprvé použil dalekohled pro astronomické účely. A astronomové přemýšleli, jaký velký čin, který by oslnil veřejnost, by k tomuto výročí mohli učinit. Bylo jasné, že musí jít o nějakou fotografii, která by dokumentovala pokrok astronomické techniky za oněch uplynulých 400 let. Nakonec padlo rozhodnutí spojit síly nejlepších družicových dalekohledů světa a vyfotografovat co možná nejdokonaleji střed naší Galaxie. Takové mediální kousky mívají většinou katastrofální průběh, ale tentokrát se věc skutečně podařila. Hubblův dalekohledHST (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. fotografoval v blízkém infračerveném oboru, Spitzerův dalekohledSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. v infračerveném oboru a observatoř ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″. v rentgenovém oboru. Šlo o precizní práci observatoří umístěných za hranicemi atmosféry, která znemožňuje snímkování ve většině oblastí spektra. Vzniklý kompozitní snímek má 9725 na 4862 pixelů, což je v astronomii nebývalé. Pokud bychom ze snímku vytiskli plakát s rozlišením 100 pixelů na palec, měl šířku 2,5 metru. Snímek je v nepravých barvách, rentgenový signál je zobrazen modře, infračervený červeně a blízký infračervený ve stupních žluté a hnědé. Prestižní snímek zabírá na šířku oblast o velikosti přibližně 250 světelných roků (30 obloukových minut). Pojďme se podrobněji podívat na některé objekty zobrazené na snímku.

Detailní snímek středu Galaxie pořízený dalekohledy Spitzer (IR, červená), Chandra
(RTG, modrá) a HST (blízké IR, žlutá a hnědá). Zdroj: NASA/ESA. Původní rozlišení.

Sgr A

Sagittarius A je rádiový zdroj objevený zaměstnancem Bellových telefonních laboratoří s českými kořeny Karlem Janskym už v roce 1933. Právě tímto objevem zahájil éru radioastronomie, byť se jí dál sám nezabýval. Zdroj je ve vizuálním oboru skryt okolním plynem a prachem. Na snímku jde o jasnou nepravidelnou oblast v pravé třetině. Zdroj má složitou strukturu a skládá se ze tří částí. Nejrozsáhlejší je Sgr A East – východní část, která je pozůstatkem po explozi supernovy o rozměru zhruba 25 světelných roků. Stáří supernovy se odhaduje na 30 000 až 100 000 roků. Rozsah exploze musel být nebývale veliký, podle odhadů se uvolnila energie minimálně padesátkrát větší než u běžných supernov. Na snímku jde o červené rozplizlé kolečko vlevo dole od bílé spirály na západě. Západní část zdroje Sgr A West je výraznější a má bohatší strukturu. Je tvořena spirálami, které jsou ve skutečnosti oddělenými chuchvalci plynu padajícími do centrální černé díry. Uprostřed spirály je malý kompaktní zdroj označovaný Sgr A* – skutečný střed naší Galaxie. Polohou je totožný s obří černou dírou o hmotnosti 4 miliony Sluncí. Velikost zdroje Sgr A* se z měření radioteleskopické sítě VLBAVLBA – Very Large Baseline Array, síť deseti radioteleskopů rozmístěná od Havajských po Panenské ostrovy s délkou základny 8 600 km. Průměr každé antény je 25 m, provozovatelem je National Science Foundation se sídlem v Novém Mexiku. Síť je v provozu od roku 1993. odhaduje na 44 milionů kilometrů, což je zhruba rozměr dráhy Merkuru. Zdroj začal být chápán jako černá díra v roce 1974. Samotná černá díra má Schwarzschildův poloměr 12 milionů kilometrů (0,08 auAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů.).

Rentgenová dvojhvězda 1E 1743.1-2843

Druhou nejvýraznější dominantou snímku je jasná modrá skvrna v levé části – světlo rentgenové dvojhvězdy 1E 1743.1-2843 složené nejspíše z neutronových hvězd. Zdroj není vidět v měkkém rentgenovém záření (například na záznamech bývalé observatoře ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999.), ale je výraznou dominantou na všech přístrojích měřících záření s energií nad 2 keVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. (IntegralINTEGRAL – INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory. Gama observatoř ESA o hmotnosti 4 tuny, navedená na oběžnou dráhu 17. 10. 2002 pomocí ruské nosné rakety Proton z kosmodromu Bajkonur. Na konci roku 2003 bylo rozhodnuto o prodloužení mise o čtyři roky (do roku 2008). V současné době je jasné, že by observatoř mohla vydržet i do období po roce 2020. Jde o dosud nejcitlivější přístroj v oblasti gama záření. INTEGRAL je evropská mise ve spolupráci s Ruskem a USA., Beppo-SaxBeppoSAX – Italsko-holandská RTG sonda, odstartovala roku 1996, detektor záblesků gama s úhlovým rozlišením 10’., ASCA). Jde o trvalý zdroj bez výrazné proměnnosti. S největší pravděpodobností vzniká rentgenové záření akrecí látky na kompaktní objekt, pravděpodobně neutronovou hvězdu. Není ale vyloučeno, že jde o černou díru hvězdné hmotnosti. Na zmenšenině snímku je objekt označen písmeny XRB (X-Ray Binary).

Hvězdokupa Arches (Oblouk)

V horní části snímku jsou tři rozsáhlé oblouky svítícího plazmatu. Pod nimi je malá jasná skvrna – otevřená hvězdokupa Arches (Oblouk). Hvězdokupa obsahuje přes 130 mladých hvězd. Její svit je stíněn okolním plynem a prachem, proto je pozorovatelná jen v rádiovém, infračerveném a rentgenovém oboru spektra. Je to nejhustší známá otevřená hvězdokupa v Galaxii, která byla objevena v roce 1995. Její stáří se odhaduje na 2,5 milionu roků. Hvězdokupa je vzdálena přibližně 100 světelných roků od galaktického centra. Hmotnost hvězdokupy je podle odhadů nižší než 150 Sluncí. Nejhmotnější hvězdy už opouštějí Hlavní posloupnostHlavní posloupnost – skupina hvězd táhnoucí se diagonálně v HR diagramu. Hvězdy hlavní posloupnosti svítí energií vzniklou fúzí vodíku, mezi tyto hvězdy patří i Slunce. Nejvíce jsou zastoupeny chladné, málo svítivé hvězdy. Jde o první stádium hvězdného vývoje..

Hvězdokupa Quintuplet (Pětinásobná kupa)

Otevřená hvězdokupa Quintuplet je o něco menší a řidší než hvězdokupa Arches. Nachází se uvnitř mlhoviny Srp (výrazného oblouku plazmatu ve tvaru srpu) v úhlové blízkosti Pistolové hvězdy. V hvězdokupě jsou červení veleobři a tři modří proměnní obři typu S Doradus. Přítomnost těchto hvězd ukazuje, že jde o starší hvězdokupu, než je Arches. V hvězdokupě je pět výrazných infračervených zdrojů, které jí daly jméno. Hvězdokupa byla objevena v celooblohové přehlídce na 2,5 mikronu v roce 1983. Na zmenšenině snímku je hvězdokupa označena písmenem Q.

Pistolová hvězda

Pistolová hvězda se nachází v těsné blízkosti hvězdokupy Quintuplet (směrem na jih). Pistolová hvězda je zářivý modrý proměnný hyperobr o hmotnosti přes 100 Sluncí, který má zářivý výkon asi 1,7 milionu Sluncí. Jde o jednu z nezářivějších hvězd v Galaxii. Průměr hvězdy se odhaduje na 1,4 miliardy kilometrů – to je srovnatelné s průměrem dráhy Jupiteru. Vzniku podobných hvězd je věnován AB 15/2009. Symetricky ji obklopuje Pistolová mlhovina o průměru čtyři světelné roky, která vznikla asi před 5 000 lety poté, co hvězda odvrhla zhruba desetinásobek hmoty Slunce. Hvězda je od nás viditelná jen v infračerveném oboru, protože ji zastiňují mezihvězdná oblaka prachu.

Porovnání Pistolové hvězdy s velikostí Sluneční soustavy (umělecká vize).
Zdroj: SciTech Daily.

Proklatě rychlá hvězda

Centrální černou díru obíhá řada hvězd, které lze v jistém smyslu považovat za hvězdokupu. Měření parametrů jejich dráhy umožňuje relativně přesné určení hmotnosti centrální černé díry. V červenci 2015 byl zprovozněn na čtveřici dalekohledů VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. interferometr GravityGravity – nový interferometr druhé generace, který byl zprovozněn u čtveřice dalekohledů VLT na Mt. Paranal v Chile. Přístroj pracuje v pásmu K (2,2 μm), kde proměřuje polohy objektů s přesností 10 obloukových mikrosekund. Signál z dalekohledů přichází do interferometru Gravity optickými vlákny. Pokud přístroj využívá signál ze čtyř hlavních osmimetrových dalekohledů, je zorné pole 2”, pokud pracuje v režimu, při němž využívá pomocné dalekohledy, je zorné pole 4”. druhé generace, který umožňuje měřit polohy hvězd pohybujících se kolem naší veledíry s bezprecedentní přesností. Citlivost přístroje Gravity je patnáctinásobná v porovnání s libovolnou ze čtyř samostatných jednotek VLT. Přístroj Gravity bude samozřejmě pozorovat i jiné černé díry, jak obří v jádrech aktivních galaxiíAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., tak se pokusí vyhledávat černé díry středních hmotností, o jejichž existenci jsme se dozvěděli při prvním zachycení gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. (viz AB 6/2016). Název interferometru připomíná jeho schopnost detailně studovat gravitační pole v okolí černých děr i jiných objektů.

Interferometr Gravity, v němž se v infračerveném oboru kombinuje signál zachycený dalekohledy VLT. Největší podíl na jeho stavbě mají odborníci z německého Institutu Maxe Plancka. Zdroj: ESO.

Hvězda s označením S2 je sledována od roku 1992 a je prvním objektem, u něhož byl pozorován celý oběh kolem centrální veledíry. Perioda oběhu je 15,6 roku a hvězda se vrátila do stejné pozice v roce 2008. V roce 2018 projde pericentrem, v němž bude mít nejvyšší rychlost, která činí 2,5 % rychlosti světla, což je přibližně 30 milionů kilometrů za hodinu nebo zhruba 8 000 kilometrů za každou sekundu. Zprovoznění interferometru Gravity pro infračervenou oblast spektra nemohlo být načasováno lépe. K dalšímu přiblížení do pericentra dojde až v roce 2034. Při nejtěsnějším příblížení bude hvězda S2 vzdálena od černé díry pouhých 17 světelných hodin, takže budeme v reálném čase sledovat průlet objektu v její těsné blízkosti.

Hvězdokupa v okolí centrální černé díry. U hvězdy S2 byl už pozorován celý oběh.
Zdroj: Leicester University, VLT (MPI), Keck (UCLA).

Pohyb hvězd kolem centrálmní černé díry a oběh hvězdy S2.
Zdroj: LU/MPI/UCLA/ESO. (mp4/h264, 7 MB).

Odkazy