Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 8 – vyšlo 21. února, ročník 18 (2020) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

8/2020

Holmberg 15A a největší galaktická veledíra

Ivan Havlíček

Ve vesmíru dnes známe černé díryČerná 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. nejrůznějších velikostí, a tedy i hmotností. Nejmenší černé díry vznikají z velmi hmotných hvězd v závěru jejich života a jejich hmotnost je proto srovnatelná s hmotností jednotlivých hvězd. Dosahuje jednotek sluneční hmotnosti. Díky pozorování gravitačních vln velkými interferometry v několika posledních letech víme i o černých dírách s hmotnostmi několika desítek Sluncí. Splynutí takových kompaktních těles již bylo pozorováno několikrát. Největší černé díry ale astronomové nalezli v jádrech velkých galaxií. Tyto veledíry běžně dosahují hmotností milionů až stovek milionů hmotností Slunce. Zde platí, že čím je galaxie větší, tím hmotnější černou díru lze v jejím jádru očekávat.

Galaktická kupa Abell 85. Eliptická galaxie Holm 15A je na snímku uprostřed.
Zdroj: Matthias Kluge/USM/MPE.

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. Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Kupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:  – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,  – obrovskými mraky horkých plynů,  – temnou hmotou zatím neznámé povahy. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí.

Švédský astronom Erik Holmberg (1908–2000) ve své disertační práci v roce 1937 položil základy studia dvojic a vícečetných galaktických skupin. Dynamiku skupin určoval prostřednictvím měření jejich radiálních rychlostí a později objevil také skutečnost, že do skupin se párují nejčastěji galaxie velmi podobných vizuálních a barevných typů. Tento jev publikoval v roce 1958 a dnes je po něm pojmenován jako jev Holmbergův. Holmberg objevil vztah mezi magnitudou a barvou galaxií, tzv. Holmbergovu relaci. Dokázal tak, že eliptické galaxie jsou starší než galaxie spirální. Studoval dynamiku galaktických skupin v době, kdy se všechny výpočty prováděly ručně bez výpočetní techniky. V roce 1941 publikoval experiment, který bychom v dnešní terminologii nazvali numerickou simulacíPočítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů.. Pomocí dvou skupin po 37 žárovkách a jejich důmyslného propojení a měření simuloval vzájemné gravitační ovlivňování dvou blízkých mlhovin [9]. Pro rozsáhlost rychle se rozvíjejícího oboru a prudce narůstající objem napozorovaných dat zavedl do galaktické astronomie statistické metody a stal se tak jedním ze zakladatelů galaktické kosmografie. Holmberg objevil v roce 1937 obří eliptickou galaxii v souhvězdí Velryby pojmenovanou dnes Holm 15A, která od nás pluje ve vzdálenosti 740 milionů světelných rokůSvětelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×10¹² km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky.. Tato eliptická nestvůra o průměru 270 000 světelných roků je dominantní galaxií (typu cD, z anglického „central Dominant galaxy“) jádra kupy Abell 85Katalog Abellův – katalog bohatých kup galaxií, jehož základ vytvořil v roce 1958 americký astronom George Ogden Abell. Do současné podoby byl katalog doplněn v roce 1989. Katalog obsahuje 4073 kup s červeným kosmologickým posuvem menším než 0.2. , jen samotné její jádro zabírá oblast o průměru 15 000 světelných roků, což je velikost srovnatelná s Velkým Magellanovým oblakemLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze..

Galaktická kupa Abell 85, která čítá více než 500 jednotlivých velkých galaxií. Snímek je kombinací obrazu ve viditelném světle (Sloan Digital Sky SurveySDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. 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.), v němž jsou zobrazeny jednotlivé galaxie, a ve světle rentgenovém (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 němž září horké mezigalaktické prostředí. Horké plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. je vybarveno purpurově, jeho výskyt prozrazuje velikost galaktické kupy v prostoru. Zdroj: Chandra.

Zhruba od konce první dekády tohoto století se astronomové pokoušejí určit různými metodami klíčové charakteristiky centrální galaxie Holm 15A. Lze sice vycházet z přímých měření energetického výkonu v různých spektrálních oborech, je ale současně nutné mít jistotu, že se pro různá spektrální okna jedná vždy o tentýž zdroj, což může být v případě galaktické kupy vzdálené tři čtvrtě miliardy světelných roků od nás trochu nejistá sázka. Optický obraz byl zpracováván také různými metodami, které logicky mohou dávat nepatrně odlišné výsledky. Interpretace je tedy vždy podmíněna znalostí metody získání napozorovaných dat a metodikou jejich zpracování. Nicméně již v roce 2013 bylo jasné, že jádro galaxie Holm 15A je něco natolik extrémně obludného, co ve srovnatelně blízkém vesmíru až do této vzdálenosti nemá konkurenci. Velikost centrální oblasti byla tehdy změřena na základě rádiových dat z VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980. (1984 až 2001), rentgenové emise měřené observatoří 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 roce 2009, infračervené emise zjištěné v rámci projektu 2MASS2MASS – Two Micron All Sky Survey, přehlídka oblohy na vlnové délce 2 μm. Přehlídka byla prováděna automaticky dvěma 1,3 m dalekohledy umístěnými na Mt. Hopkins (Arizona) a na Cerro Tololo (Chile). Přehlídka byla prováděna v pásmech J (1,25 μm), H (1,65 μm) a K (2,17 μm) v letech 1997 až 2001. a publikované v roce 2006 a vlastních analýz obrazů z optického oboru prováděných zpracovatelským týmem této kompilace poměrně přesně na 15 000 světelných roků. Autoři tehdy ještě připouštěli možnost, že v centrální oblasti by mohla být i dvojice vzájemně se obíhajících černých děr. Hmotnostní odhady ústředního Otesánka s opatrností uvádějí jen v závěrečné tabulce, a navíc jen odkazy na předchozí články z let 2007, 2009 a 2013, v intervalu od 2,1×10⁹ do 3,1×10¹¹ hmotností Slunce. V té době bylo už z pozorování známo, že některé z nejjasnějších centrálních eliptických galaxií (BCGs, z anglického „Brightest Cluster Galaxies“) v galaktických kupách v sobě mohou skrývat černé veledíry o hmotnostech i větších než 10¹⁰ Sluncí.

Obraz galaxie Holm 15A na snímku CFHTCFHT – Canada-France-Hawaii Telescope, kanadsko-francouzský dalekohled na Hawaji o průměru 3,6 metru. Dalekohled je umístěn na hoře Mauna Kea ve výšce 4 200 metrů nad mořem.-MegaPrime (Kanadsko-francouzsko-havajský teleskop). Levý snímek byl pořízen v r-pásmu (interval 566÷714 nm, střed 640 nm). Pravý snímek je maskován, aby se snížil jas rušivých zdrojů, a červené izofoty ohraničují oblasti srovnatelné intenzity vlastní galaxie. Bílá čárkovaná elipsa určuje hranici plošné 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). ~ 25,5 mag arcsec^-2, uvnitř které byly prováděny výpočtové modely gradientu koncentrace svítící látky. Zdroj: [3], MegaPrime.

V roce 2019 se podařilo určit dynamické charakteristiky jádra Holm 15A pomocí unikátního spektrografu MUSE ( z anglického „Multi Unit Spectroscopic Explorer“) na observatoři 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.. Jde o přístroj umožňující detailní rozlišení ve zlomcích úhlové vteřiny, který pracuje v intervalu 465÷930 nm. Spektrograf MUSE je v provozu od ledna 2014. Data byla pořízena v listopadu 2017 a doplněna ještě 10. srpna 2018. Poprvé v historii se tak podařilo získat přímá měření pohybu hvězdného pole v jádře takto vzdálené galaxie. Předchozí přímá měření podobného druhu, která vedla k určení hmotností černých veleděr, byla dosud provedena nanejvýš ve vzdálenosti zhruba poloviční. Bylo zjištěno, že hvězdné orbity jsou výrazně ovlivněny tangenciálními pohyby uvnitř jádra. Nicméně tangenciální vliv je menší než ve srovnatelných eliptických galaxiích. Následné srovnávání s numerickými simulacemi ukázalo, že řešením by mohl být předchozí vývoj centrální oblasti. Holm 15A je nejspíš výsledkem splynutí dvou vyčerpaných galaktických jader. Hmotnost černé galaktické veledíry v jádře obřích eliptických galaxií je nepřímo úměrná plošné jasnosti jádra a jeho hustotě a naopak. Tento nově objevený vztah je navíc nezávislý na profilu světelné křivky celé galaxie.

Galaktické jádro Holm 15A je podezřele mdlé a rozptýlené, což je nápadným znakem extrémně hmotné černé díry. Hmotnost galaxie Holm 15A je srovnatelná s 2×10¹² hmotnostmi slunečními a hmotnost její centrální černé díry byla stanovena díky analýze dynamických charakteristik jádra a jeho okolí na (4,0±0,8)×10¹⁰ Sluncí. Z dosavadních nepřímých měření založených na rozložení hvězd v galaxii taková extrémní hmotnost přímo nevyplývala. Světelný profil galaxie je velmi slabý, mnohem slabší, než u srovnatelně velkých objektů obvykle bývá. Současně detailní světelná křivka samotného jádra je extrémně plochá. To by mohlo znamenat, že velmi mnoho hvězd bylo z centrální oblasti postupně vypuzeno vzájemným ovlivňováním při předchozích srážkách. Celý proces by mohl probíhat následovně: hvězdy v okolí jádra se srážejí a splývají do větších celků. Následně jsou díky takto pozměněným pohybům buď strhávány do černé díry, nebo vyhazovány na téměř radiální trajektorie. Okolí galaktické veledíry postupně řídne. Současně se spotřebovává mezihvězdná látka a nové hvězdy zde nemají z čeho vyrůst. Tomuto procesu se ujalo pojmenování „obrušování“ jádra. Je možné, že takový děj probíhá cyklicky a vždy se znovu nastartuje při pohlcení nějaké menší sousední galaxie, která s eliptickým obrem při vývoji kupy splyne. Tyto předpovědi byly současně potvrzeny matematickými simulacemi. Přímé pozorování a proměření detailních spektrálních charakteristik jádra galaxie Holm 15A tak nabízí novou metodu určování hmotností galaktických veleděr. Proměřování dynamických charakteristik ze spektra galaktických jader by mohlo být užitečné ve vzdálenostech, v nichž je obtížné provádět přímá vizuální pozorování v potřebném rozlišení.

Spektroskopická kamera MUSE v Nasmythově ohnisku dalekohledu Yepun obser­vatoře VLT na hoře Paranal v Chille. Nahoře celkový pohled a v animaci je zobra­zena cesta světla kamerou. Zdroj: Spacetux, Lyonská univerzita.

Odkazy