Temný vodíkový oblak v kupě galaxií v Panně

Vavřinec Havlíček, 9. května 2005

Dne 16. února 2005 byl uveřejněn objev prvního objektu o velikosti běžné galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, 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. složený výhradně z temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“.. Objev vznikl na základě pět let starého projektu mapujícího rozprostření vodíku v Galaxii. Mezinárodní skupina astronomů z Velké Británie, Francie, Itálie a Austrálie pátrala po temných galaxiích pomocí rádiových vln. Temnou hmotuTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“. naše přístroje nemohou spatřit. Lze pozorovat pouze její gravitační vlivy na hmotu viditelnou. Temná hmotaTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“. se podle doposud známých poznatků vyskytuje v ramenech galaxií a v galaktických halech.

Poměr rozložení gravitačních projevů hmoty ve vesmíru. Zdroj: AGA.

Pátrání po galaxiích z temné hmoty

Již delší dobu pátrají astronomové po galaxiích z temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“.. Nejedná se o galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, 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., ale spíše o oblaka podobná běžné galaxii a srovnatelná s ní velikostí a hmotností. Pojem galaxie je dnes používán pro útvar sestávající z hvězd, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie jsou historicky známy zejména podle svých vizuálních obrazů ve viditelném světle. Pro útvary srovnatelné s nimi velikostí, ale vizuálně nedetekovatelné, hledáme v současné astronomické hantýrce označení. Objevují se označení „temná galaxie“, „oblaka temné hmoty“ a podobně.

Předpokládá se, že ve vesmíru se nachází především chladná temná hmotaCDM – Cold Dark Matter. Chladná temná hmota je složka temné hmoty, která difunduje do menších vzdáleností, než jsou rozměry zárodečných fluktuací galaxií. Jde tak o jedinou složku temné hmoty, která je schopná tvořit makroskopické struktury. Předpokládá se, že většina temné hmoty je právě chladná temná hmota.. Výpočty z fluktuací reliktního záření jí předpověděly ve vesmíru mnohem více, než pouze tu, jejíž gravitační projevy pozorujeme v okolí hmoty baryonové a v halech kolem galaxií. Proto by měly existovat samostatné oblasti sestávající z temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“. i mimo galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, 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.. Doposud bylo pozorováno mnoho objektů připomínajících hledaný temný mrak. Později se však vždy ukázalo, že se jedná buď o galaxie s velmi slabými hvězdami anebo o zbytek materiálu po srážce dvou galaxií.

Lovellův radioteleskop v Jodrell Bank ObservatoryJodrell Bank Observatory – observatoř patřící Univerzitě v Manchesteru ve Velké Británii. Nejznámějším přístrojem je Lovellův radioteleskop o průměru 76 metrů. Observatoř také provozuje radioteleskopickou síť MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network). má zorné pole 32 čtverečních stupňů. Ve srovnání s optickými dalekohledy jde o rozsáhlou oblast, do které lze zabrat mnoho samostatných rádiových zdrojů, které je nutno rozpoznat a pokud možno přiřadit k opticky detekovatelným objektům. Jonathan Davies pozoroval při prohledávání H I oblastíH I oblasti – oblasti neutrálního vodíku, které jsou nerovnoměrně rozloženy v galaxiích. Nezapočítáváme-li skrytou látku, pak je vodík ve vesmíru nejrozšířenějším prvkem vůbec - hmotnostně jde o cca 70% veškeré viditelné hmoty. V naší Galaxii je výskyt H I oblastí koncentrován ke spirálním ramenům, výrazně více se vyskytují v galaktickém disku a svým měřítkem jsou srovnatelné s měřítkem spirálních galaktických ramen. H I oblasti jsou relativně chladné – cca 80 K, vodík je zde v základním stavu. Díky přechodu mezi ortovodíkem (elektron a proton mají nesouhlasný spin) a paravodíkem (souhlasný spin) září tyto oblasti na vlně 21,105 cm, což odpovídá frekvenci 1420,4 MHz a lze je mapovat radioastronomickými metodami. Lze tak získat radiovou mapu struktury Galaxie v rovině galaktického disku i ve větších vzdálenostech, kam nelze pro mezihvězdnou extinkci dohlédnout ve viditelné části spektra. v zorném poli 31 vodíkových zdrojů v galaktické kupě v Panně. Z toho bylo 27 objektů již dříve známých a 4 nově objevené. První je z našeho pohledu zakryt za galaxií M86 a proto je opticky nepozorovatelný. Druhý byl později zpochybněn. Zbývající dva byly naopak potvrzeny radioteleskopem v ArecibuArecibo – nejvýkonnější radioteleskop světa, ostrov Portoriko. Průměr antény 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek. Postaven byl v roce 1963. Objevy: první extrasolární planeta, změření periody rotace Merkuru, objev podvojného pulsaru PSR 1913+16 (nepřímé potvrzení existence gravitačních vln), potvrzení Jarkovského jevu u planetky Golevka.. Třetí objekt, označený Virgo HI 27, můžeme vidět na CCD snímcích pořízených ve viditelném světle. K poslednímu, v pořadí čtvrtému objektu, označenému Virgo HI 21, se astronomům doposud nepodařilo nalézt optický protějšek.

Lovellův radioteleskop na Jodrell Bank ObservatoryJodrell Bank Observatory – observatoř patřící Univerzitě v Manchesteru ve Velké Británii. Nejznámějším přístrojem je Lovellův radioteleskop o průměru 76 metrů. Observatoř také provozuje radioteleskopickou síť MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network)., odkud byl temný
objekt Virgo HI 21 poprvé zpozorován. Zdroj: PBase, Paul H.

Pozorovaná H I oblastH I oblasti – oblasti neutrálního vodíku, které jsou nerovnoměrně rozloženy v galaxiích. Nezapočítáváme-li skrytou látku, pak je vodík ve vesmíru nejrozšířenějším prvkem vůbec - hmotnostně jde o cca 70% veškeré viditelné hmoty. V naší Galaxii je výskyt H I oblastí koncentrován ke spirálním ramenům, výrazně více se vyskytují v galaktickém disku a svým měřítkem jsou srovnatelné s měřítkem spirálních galaktických ramen. H I oblasti jsou relativně chladné – cca 80 K, vodík je zde v základním stavu. Díky přechodu mezi ortovodíkem (elektron a proton mají nesouhlasný spin) a paravodíkem (souhlasný spin) září tyto oblasti na vlně 21,105 cm, což odpovídá frekvenci 1420,4 MHz a lze je mapovat radioastronomickými metodami. Lze tak získat radiovou mapu struktury Galaxie v rovině galaktického disku i ve větších vzdálenostech, kam nelze pro mezihvězdnou extinkci dohlédnout ve viditelné části spektra. však rotuje mnohem rychleji, než by odpovídalo rotaci způsobené hmotností rádiově detekovaného vodíku. Od počátku se testovala možnost, že oblast udržuje pohromadě temná hmotaTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“., která tak brání jejímu rozplynutí do okolního prostoru. Temný oblak by mohl rotovat jako galaxie, mohl by obsahovat i velké množství vodíku, který by rotoval spolu s temnou hmotouTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“. a podle jeho rotace by byl detekovatelný. Na rozdíl od galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, 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. však takový objekt neobsahuje žádné hvězdy.

Objekt rotuje s periferní rychlostí v = 220 km s⁻¹, hmotnost detekovaného vodíku je zde odhadnuta na 10⁸ hmotností Slunce. Galaxie s touto rotační rychlostí by měla být vidět jako objekt 12. magnitudy nebo i jasnější. Takový objekt by měl být vidět i v běžném amatérském dalekohledu. Plošná bolometrická hvězdná velikostPlošná bolometrická hvězdná velikost – hvězdná velikost části plošného objektu o velikosti čtvereční obloukové vteřiny nebo minuty v celém oboru spektra.  v této oblasti je však nižší než 27,5 mag/arcsec². Z rotace odvozená hmotnost objektu je však minimálně 10¹¹ hmotnosti Slunce. Poměr hmotnosti (stanovené z rotace) vůči svítivosti (v celém spektru) je zde minimálně M_dyn/L_B > 500M_S/L_S. Virgo HI 21 musí být tisíckrát hmotnější než hmota, kterou opravdu vidíme v rádiovém oboru. Vzdálenost Virgo HI 21 je odhadována na minimálně 16 kpc.

Dříve již bylo objeveno mnoho podobných objektů. Později se však po důkladném prozkoumání kvalitnějšími přístoji vždy ukázalo, že se jedná buď o galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, 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. složené z velmi slabých hvězd nebo o zbytky materiálu po střetu dvou galaxií. Astronomové pozorují Virgo HI 21 a jeho okolí dalekohledem Isaac Newton TelescopeINT – Isaac Newton Telescope. Jeden ze tří dalekohledů skupiny ING. Dalekohled Isaac Newton Telescope má primární zrcadlo o průměru 2,54 m a ohniskový poměr f/2,94. Pracuje na rovníkové montáži. Přístroje mohou být umístěny do korigovaného primárního ohniska f/3,29 nebo do f/15 ohniska Cassegrainova. Celková hmotnost je okolo 90 tun. Dalekohled je určen k širokoúhlému snímkování a k nískodisperzní spektroskopii.  ze skupiny INGING – Isaac Newton Group of Telescopes. Skupina tří dalekohledů ING sestává z 4,2 m William Herschel Telescope (WHT), 2,5 m Isaac Newton Telescope (INT) a 1,0 m Jacobus Kapteyn Telescope (JKT). ING je na Roque de Los Muchachos Observatory ve výšce 2 400 m, na ostrově La Palma ve Španělsku. INT a JKT pracují od května 1984, WHT od srpna 1987. Projekt ING je řízen a podporován UK Particle Physics and Astronomy Research Council (PPARC), Nederlanse Organisatie voor Wetenschappelijk Onderzoek (NWO) a Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). na La Palma již od roku 2000. Během posledních pěti let postupně vyvraceli výklady zpochybňující objev oblaku z temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“.. Nenašly se zde žádné slabé hvězdy ani žádné blízké galaxie v okolí, ze kterých by se dalo usuzovat na pozůstatky po případné galaktické srážce.

Prozatím nemůžeme jednoznačně říci, že byla objevena galaxie sestávající se z temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“.. Objekt Virgo HI 21 byl však důkladně prozkoumán všemi v součastnosti dostupnými přístroji a metodami. Snad jen pozorování pomocí 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. by mohlo přinést ještě novější poznatky.

Bonus: Radioteleskop Jodrell Bank

Radioteleskop Jodrell Bank. Jde o observatoř patřící Univerzitě v Manchesteru ve Velké Británii. Nejznámějším přístrojem je Lovellův radioteleskop o průměru 76 metrů. Observatoř také provozuje radioteleskopickou síť MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network) a několik školních radioteleskopů určených pro výuku. Na prvním klipu z roku 2003 vidíte sedmimetrový školní radioteleskop sledující objekt. V pozadí je Lovellův radioteleskop, který provádí rutinní přehlídku H I oblastí a sledování pulzarů. Dobře patrný je periodický pohyb , který radioteleskop vykonává při skenování oblohy. Na druhém klipu z roku 2006 je bližší pohled na Lovellův radioteleskop při práci. Zdroj: Manchester University.

Odkazy