Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Žeň objevů 2000 -- díl pátý

Galaxie, hvězdokupy, naše Galaxie, Místní soustava galaxií, Cizí galaxie, Kvasary a aktivní jádra galaxií.

Ilustrační foto...5. Galaxie
5.1. Hvězdokupy
Obvykle se uvádí, že nejbližšími otevřenými hvězdokupami jsouHyády a seskupení hvězd ve Velké medvědici a okolí, k němuž patřízejména většina jasných hvězd Velkého vozu. Nyní se však zásluhoupřesných měření vzdáleností hvězd v asociaci kolem proměnnéTW Hya pomocí družice HIPPARCOS zjistilo, že také tato soustavaje naší blízkou sousedkou, když centrum asociace je od Sluncevzdáleno pouhých 50 pc a její průměr dosahuje 30 pc. Samotnáproměnná TW Hya patří k mladým hvězdám typu T Tau, jež dosudnevstoupily na hlavní posloupnost, a k asociaci patří nejméně 17dalších velmi mladých trpasličích hvězd o stáří nanejvýš 10milionů roků, ačkoliv se v této oblasti nenalézá žádné zárodečnémezihvězdné mračno. To znamená, že se hmota mračna již zcelaspotřebovala na vznik hvězd. Tato asociace navíc prchá od obříasociace Sco-Cen ve vzdálenosti 123 pc, z níž byla kdysivymrštěna.

V polovině září 1999 pořídil HST podrobné snímky chumáče mlhovinv okolí hvězdy Merope v Plejádách. Odtud vyšlo překvapivě nízkéstáří Plejád jen 80 milionů let. zatímco dosud se udávalo 120milionů let. Podle G. Gatewooda aj. však došlo také k velminepříjemnému rozporu mezi určením vzdálenosti Plejád pomocítrigonometrických paralax ze Země a z kosmu. Dlouholetá měření0,76m refraktorem v Alleghany dala totiž vzdálenost 131 pc,kdežto z družice HIPPARCOS vychází vzdálenost jen 116 pc.

Družice HIPPARCOS poskytla rovněž údaje pro revizi průměrnéhostáří kulových hvězdokup v Galaxii. Jak uvádějí E. Caretta aj.,zatímco starší data vedla k průměrnému stáří (11,5+/-2,6) miliardlet, po revizi se tato hodnota nepříjemně zvýšila na(12,9 +/- 2,9) miliard let. Ještě "hůře" dopadlo určení stáříkulové hvězdokupy M 92 (Her) pomocí rozboru barevného diagramu.Jak uvedli F. Grundahl aj., obdrželi hodnotu (14,5 +/- 2) miliardyroků. Podobně vyšlo určení stáří kulové hvězdokupy M 15 (Peg)pomocí radioaktivního datování thoria ve spektru tří červenýchobrů na vrcholku obří větve barevného diagramu. Jak uvedli C.Sneeden aj., vyšlo jim rovněž nepříjemně vysoké stáří (14 +/- 3)miliardy let. Nepříjemně proto, že se tím prakticky srovnalostáří kulových hvězdokup v Galaxii s nejnovějším určením stářívesmíru od velkého třesku, ačkoliv je zřejmé, že od vznikuvesmíru do vzniku prvních hvězd a celé Galaxie musela uplynoutdelší doba -- minimálně 700 milionů let.

R. Saffer aj. pořídili pomocí HST snímky kulové hvězdokupyNGC 6397 (Ara). Odtud zjistili, že maximální hmotnost osamělýchhvězd dosahuje 0,8 Mo, zatímco tzv. modří loudalové (bluestragglers) jsou výrazně hmotnější. V centru hvězdokupy rozlišili5 loudalů, z nichž 4 mají hmotnost přesně dvojnásobnou, takžezřejmě vznikly splynutím dvou standardních hvězd. Pátý loudals hmotností 2,4 Mo je pak zřejmě výsledkem splynutí alespoň třísložek. Zatímco na periférii hvězdokupy hvězdy opravdu splývají(ve hvězdokupách se často vyskytují dotykové dvojhvězdy typuW UMa), v samotném centru se mohou díky vysoké prostorové hustotěhvězd přímo srazit.

HST byl rovněž využit k hledání potenciálních přechodů exoplanetpřes hvězdné disky v kulové hvězdokupě 47 Tuc. Během 8 dnů bylozískáno 645 snímků a na nich sledovány okamžité jasnosti 34 tisíchvězd. Pokud by výskyt exoplanet v kulových hvězdokupáchodpovídal stavu, který známe ze slunečního okolí, mělo by býtzpozorováno 17 takových přechodů, projevujících se krátkodobýmměřitelným poklesem jasnosti příslušné hvězdy. Ve skutečnostivšak nebyl žádný pokles jasnosti pozorován, takže deficitexoplanet v kulových hvězdokupách je tím patrně prokázán.Příčinou deficitu může být nízký obsah kovů v takto starobylýchsoustavách, takže není z čeho exoplanety vytvořit, anebo jsouzárodky exoplanet rychle rozrušovány vinou gravitačních poruchpři četných blízkých setkáních hvězd uvnitř hvězdokupy.

E. Pancinová aj. studovali na snímcích z 2,2m dalekohledu ESOMPI, pořízených v roce 1992, větev červených obrů v nejhmotnějšía nejsvítivější kulové hvězdokupě naší Galaxie omega Cen(NGC 5139). Proměření parametrů více než 220 tisíc hvězd vehvězdokupě trvalo 7 let, ale výsledky jsou znamenité. Ukazují nakomplexní strukturu, kinematiku i výskyt hvězd různých populacív této bezmála trpasličí galaxii uvnitř naší Galaxie. Téže kulovéhvězdokupě je věnována jedinečná práce F. van Leeuwena aj., kteřípořídili srovnávací snímky astrometrickým refraktorem 0,66 mv Yale v letech 1978-1983 a porovnali je se snímky téhož objektua týmž přístrojem, jež v rámci své disertace získal mladýholandský astronom W. Martin v letech 1931-35, kdy se refraktornacházel v Jižní Africe resp. v Austrálii. Vysoká kvalitarefraktoru a velký časový odstup obou sérií snímků totiž dovolilurčit vlastní pohyby bezmála 10 tisíc hvězd ve hvězdokupěs naprosto jedinečnou přesností až 0,0001"/rok. To je vskutkunevídaná hodnota, více než o řád lepší než vlastní pohybyurčované družicí HIPPARCOS!

Všechny snímky na skleněných deskách o rozměru 160 x 160 mm bylyuschovány na observatoři v Leidenu, kde se naštěstí v muzeuzachoval i původní měřicí stroj, který byl renovován a využitpro proměření. Tak se ukázalo, že hvězdokupa je od nás vzdálenajen 4,5 kpc, zatímco konvenčně se udávalo 5,1 kpc, a to díkymožnosti porovnat rozptyl vlastních pohybů a rozptyl radiálníchrychlostí, měřených s touž relativní přesností. Potvrdila sevysoká hmotnost hvězdokupy kolem 4 MMo, což se již blížíhmotnostem trpasličích galaxií, a poprvé se podařilo studovatvnitřní kinematiku hvězdokupy, jelikož jsou k máni kvalitníprostorové rychlosti hvězd v okolí jejího jádra, jehož poloměrčiní 3,9 pc. Práce byla věnována památce tragicky zesnulého W.Martina, který po obhajobě doktorátu v roce 1937 nastoupil jakoastronom na indonéské hvězdárně v Lembangu, kde ho zastihlajaponská invaze a Japonci ho jako bělocha odvlekli dokoncentračního tábora, kde zahynul.

J. Turnerová a S. Becková konstatují, že v naší Galaxii jižskončilo vznikání kulových hvězdokup, ale to obecně neplatí procizí galaxie. Sami našli zárodek budoucí kulové hvězdokupyv trpasličí galaxii NGC 5253 (Cen) o rozměru 1 x 2 pc,obsahující alespoň tisíc velmi hmotných horkých hvězd mladšíchnež milion roků. Úhrnná hmotnost zárodku 1 MMo odpovídá typickéhmotnosti kulové hvězdokupy v naší Galaxii. Podobný objev uzlíkuo rozměrech 3 x 6 pc v trpasličí galaxii He 2-10 ohlásili K.Johnson a C. Kobulnicky. V uzlíku se nalézá bezmála tisícovkavysoce svítivých hvězd třídy O s maximálním stářím 0,5 milionulet.

 

5.2. Naše Galaxie
B. Chandran aj. ukázali, že v centrálních 200 parsecích v jádřeGalaxie se nahromadilo akrecí 3 GMo hmoty a magnetické poledosahuje indukce větší než 20 pT, což stačí k udržení částickosmického záření o vysoké energii uvnitř jádra Galaxie. J.Miralda-Escudé a A. Gould tvrdí, že v centrálním parseku Galaxiese nachází kupa asi 25 tisíc (!) černých děr, jež vzniklyzhroucením velmi hmotných hvězd, které se díky dynamickému třenípropadly do této oblasti a budou pohlceny centrální supermasivníčernou dírou až za předlouhých 30 miliard let, takže v tétochvíli je většina z nich dosud daleko od obzoru událostísupermasivní černé díry v samotném centru.

A. Ghezová aj. využili metody infračervené skvrnkovéinterferometrie u Keckova teleskopu, vybaveného adaptivníoptikou, k měření vlastních pohybů hvězd v blízkém okolí středuGalaxie s přesností 0,003"/rok. Podařilo se jim určit vlastnípohyby 90 hvězd, vzdálených jen 0,1" (0,005 pc!) od centra, tj.ve vzdálenostech řádu 100 Schwarzschildových poloměrůod supermasivní černé díry. Dostali tak oběžné periody hvězdkolem 15 roků, ale rychlosti až 1350 km/s, což odpovídá hmotnosticentrální supermasivní černé díry 2,6 MMo. Poprvé se zdařilozměřit i zrychlení tří hvězd, jak se blíží po spirále k černédíře tempem až 6 mm/s2. Podle M. Jaroszynského se dá těchtoměření využít k ověření občas nadhazované domněnky, že centrálníčerná díra v Galaxii je dvojitá. D. Figer aj. použili téhoždalekohledu k rozboru spektra horké hvězdy IRS 16 NW, vzdálenéméně než 0,3" od centra a ukázali, že jde o žhavou hvězdu třídyOB starou nanejvýš 20 milionů roků, takže v okolí centra je stáledost látky na vznik nových hvězd. D. Lubowich aj. zase zjistili,že koncentrace deuteria v centru Galaxie je o plných pět řádůvyšší, než se čekalo, což značí nedávnou čerstvou "dodávku"deuteria zvnějšku.

D. McNamara zpřesnil měřením světelných křivek proměnných hvězdtypu delta Sct a RR Lyr z automatické přehlídky OGLE vzdálenostjádra Galaxie od nás na (7,9 +/- 0,3) kpc. Tloušťka galaktickéhodisku vně galaktické výduti činí pouze 0,6 kpc, ale sám disk jeobklopen plochým halem starých vyhaslých hvězd o průměru 46 kpca tloušťce 28 kpc, jež však obsahuje méně než 5 % skryté hmotyGalaxie. Podle měření z ultrafialové družice FUSE je Galaxieobklopena do příčné vzdálenosti 3 kpc od hlavní roviny horkýmplynem o teplotě 500 kK. Plyn ohřívají rázové vlny vyvolanésupernovami.

J. Biney aj. odvodili z údajů družice HIPPARCOS průměrné stáří12 000 hvězd hlavní posloupnosti a podobrů ve slunečním okolí:(11,2 +/- 0,75) miliardy let. Thoriovou metodou radioaktivníhodatování se zjistilo, že nejstarší hvězdy v Galaxii vznikly před12 miliardami let. Podle N. Wyna Evanse a M. Wilkinsona obsahujenaše Galaxie 400 miliard hvězd a její úhrnná hmotnost dosahuje2 TMo, zatímco úhrnná hmotnost spirální galaxie M31 činí jen1,2 TMo. Obě galaxie jsou daleko největšími a nejhmotnějšímičleny Místní soustavy galaxií, která v pomyslné kouli o průměru2,5 Mpc obsahuje přinejmenším 36 galaxií.

 

5.3. Místní soustava galaxií
Podle S. van den Bergha má naše Galaxie, klasifikovaná jakoSB/Bc I-II, absolutní hvězdnou velikost -20,9 mag a nalézá se se0,46 Mpc od těžiště Místní soustavy. Galaxie M31, klasifikovanájako Sb I-II, má -21,2 mag a je od těžiště soustavy vzdálena0,76 Mpc. Malé Magellanovo mračno (MMM) je -17,1 mag a třídyIrr IV/IV-V, zatímco Velké Magellanovo mračno (VMM) je-18,5 mag a třídy Irr III-IV. Naproti tomu C. Alcock aj. odhaliliz barevného diagramu pro 9 milionů hvězd programu MACHO, že VMMmá příčku, takže asi není tak zcela nepravidelnou galaxií, jak sedosud uvádí.

Vzdálenost Velkého Magellanova mračna (VMM) má zásadní význampro celou kosmologii, neboť představuje první příčku pomyslnéhokalibračního žebříku pro vzdálenosti v celém viditelném vesmíru.Tím více astronomy znepokojuje fakt, že navzdory velmi přesnýmměřením z družice HIPPARCOS a dobrým statistikám pro velkésoubory určitých typů hvězd se takto stanovená vzdálenost různýmimetodami liší mnohem více, než naznačují udávané chyby měření. C.Nelson aj. změřili vzdálenost VMM z parametrů zákrytovédvojhvězdy HV2274 a obdrželi tak hodnotu 47,9 kpc. Další dvěhorké modré zákrytové dvojhvězdy však daly stáří 46 kpc. M.Groenewegen a R. Oudmaijer obdrželi z relace perioda-svítivostpro cefeidy vzdálenost 50,6 kpc. E. Carretta aj. kalibrovalivzdálenost VMM pomocí kulových hvězdokup a dostali 53,5 kpc. A.Udalski využil měření z přehlídky OGLE k určení této vzdálenostina pouhých 44,5 kpc. M. Romaniello aj. nyní použili pro takovéporovnání velký soubor červených polních hvězd (red clump stars),z něhož vychází vzdálenost VMM (52,2 +/- 3,5) kpc, kdežto červeníobři dávají vzdálenost (54,7 +/- 6,6) kpc.

Dosti dobrý souhlas obou údajů pak podle autorů vylučuje"krátkou" vzdálenost pod 48,5 kpc, jenže právě k této krátkéstupnici se přiklonil A. Udalski na základě měření z přehlídkyOGLE. Jako indikátor vzdálenosti použil jak červené polní hvězdytak 284 červených obrů, a vyšla mu vzdálenost (44,5 +/- 1,6) kpc.Do třetice S. Sakai aj. dostali pro červené polní hvězdyvzdálenost 45,5 kpc, ale pro červené obry a proměnné RR Lyr52,2 kpc, kdežto G. Kovácsovi vyšla vzdálenost z proměnnýchRR Lyr na 50,6 kpc, takže řečeno se Shakespearem, jak se vámlíbí. Tito autoři proto připouštějí, že VMM je dále než 41,7 kpca blíže než 55,0 kpc -- věru nelichotivě široké rozmezí.

B. Paczynski a B. Pindor uveřejnili seznam cefeid ve VMM i MMM,sledovaných na přehlídkových snímcích programu OGLE. Našli tak42 cefeid v naší Galaxii, 33 cefeid ve VMM a 35 cefeid v MMM.Odtud zjistili, že cefeidy v Galaxii mají amplitudy světelnýchkřivek o 7 % větší než cefeidy ve VMM a ty mají zase amplitudyo 18 % větší než cefeidy v MMM. To znamená, že amplituda cefeid jepřímo úměrné obsahu kovů ve hvězdě, což snižuje jejich kalibračnívýhodnost pro nepřímé určování vzdáleností hvězdných soustav,v nichž se cefeidy nalézají. Pomocí HST lze sice určovatvzdálenosti cefeid až do 23 Mpc, jenže pro větší vzdálenosti seobrazy cefeid častěji slévají s okolními objekty, což vedek soustavnému podceňování vzdáleností až o 9 %. W. Gieren nynípozoroval v infračerveném pásmu cefeidu HV12198, jež je členemmladé kulové hvězdokupy ve VMM, a odtud dostal její vzdálenost48,3 kpc, která by se mohla stát základem budoucí kalibrace. D.Alves a C. Nelson zjišťovali průběh rotační křivky pro VMMa nalezli tak maximum rotační rychlosti 72 km/s ve vzdálenosti4,0 kpc od jádra; to znamená, že pro větší vzdálenosti od jádrarychlost rotace již klesá. Odtud pak vychází úhrnná hmotnost VMMna 5,3 GMo.

A. Udalski využil programu OGLE k určení vzdálenosti MMMa vyšlo mu jen 56,2 kpc. M. Groenewegen zkombinoval údaje procefeidy programu OGLE a infračervených přehlídek DENIS a 2MASSa odtud dostal vzdálenost MMM v rozmezí 64,3 -- 66,4 kpc. Toznamená, že MMM má být o 12,6 kpc dále než VMM. G. Pietrzynskia A. Udalski určovali z měření OGLE též stáří 600 hvězdokup veVMM a dostali tři maxima v období před 7, 125 a 800 miliony roků,s menšími vrcholky též před 100 a 160 miliony let. Taktéž v MMMse pozorují stejné vrcholy, takže autoři soudí, že vzájemnápřiblížení obou Mračen v této minulosti vedla k překotné tvorběhvězdokup.

M. Garcia aj. sledovali pomocí rentgenové družice Chandra centrumgalaxie M31 a objevili tam 5 bodových zdrojů, z nichž jeden senalézá pouhou 1arcsec od supermasivní černé díry a vyniká zcelapekuliárním spektrem. Jádro galaxie je daleko průhlednější prooptické záření než jádro naší Galaxie a supermasivní černá dírav jádře je rovněž hmotnější než v naší Galaxii, neboť jejíhmotnost činí plných 30 MMo. N. Sambhus a S. Sridhar potvrdili,že jádro M31 má dva jasné uzlíky ve vzájemné úhlové vzdálenosti0,49", což odpovídá modelu s centrální supermasivní černou dírou,kolem níž obíhá tlustý disk plný hvězd v periodě delší než 200tisíc let. Podle N. Evanse a M. Wilkinsona je M31 obklopena 10satelitními galaxiemi a 17 vzdálenými kulovými hvězdokupami. HaloM31 má hmotnost 1,2 TMo, kdežto halo naší Galaxie dokonce1,9 TMo. P. Côté aj. odhadli hmotnost celé M31 pomocí pohybůjejích trpasličích průvodců na 0,8 TMo, jenže údaje je velminejistý, neboť není známa výstřednost dráhových elips satelitů.

Hmotnost spirálních galaxií se od roku 1914 určuje předevšímz rotačních křivek, tj. závislosti radiální rychlosti hvězd navzdálenosti od centra galaxie. Jak uvádějí Y. Sofue a V.Rubinová, právě tehdy objevil V. Slipher ve spektru galaxie M31šikmo skloněné spektrální čáry, když nastavil štěrbinuspektrografu podél hlavní osy galaxie (obdobně byla zjištěnarotace částic v Saturnových prstencích). Zpočátku šlo o nesmírněpracná pozorování kvůli malé citlivosti tehdejších spektrografůa emulzí. Ještě roku 1918 exponoval F. Pease spektra M31 u 2,5mreflektoru na Mt. Wilsonu po dobu kolem 80 hodin čtyřikrát do rokaa ve dvou polohách štěrbiny. Moderní pozorování rotačních křivekse rozvinulo zásluhou manželů Burbidgeových až v 60. letech XX.století.

 

5.4. Cizí galaxie
Rentgenová družice Chandra studovala jednak kulové hvězdokupyv naší Galaxii (M17 -- Omega v Sgr a M80 v Sco) a jednak jádropekuliární galaxie M82 (UMa), vzdálené od nás 3,4 Mpc. Ve všechpřípadech našla známky přítomnosti černých děr středníchhmotností kolem 500 Mo, jejichž původ je poněkud záhadný. Zdáse, že jde o výsledek gravitačního zhroucení velmi hmotnénadhvězdy. První náznaky, že existují černé díry středníchhmotností alespoň 500 Mo a nanejvýš 10 kMo, se objevily díkyrentgenovým družicím již roku 1999, ale teprve Chandra má dobrérozlišení k tomu, aby jejich existenci potvrdila. Objektv galaxii M82 se nachází ve vzdálenosti asi 180 pc od jádrav oblasti překotné tvorby hvězd.

M. Bietenholz aj. sledovali radiointerferometrem VLBI známouspirální galaxii M81 (UMa), vzdálenou jen 3,6 Mpc a proslulounedávným vzplanutím supernovy 1993J. Na frekvenci 8,4 GHzdocílili neuvěřitelného lineárního rozlišení 0,01 pc (2000 AU).Uprostřed galaxie se nachází supermasivní černá díra a kolemaktivní rentgenový zdroj s výkonem 1,7.1033 W. Týž objekt zářítaké v radiovém pásmu s výkonem řádu 1030 W a lze jej pozorovatsnáze než odpovídající objekt v centru naší Galaxie, neboť neníprakticky zeslaben extinkcí. Ze zdroje vybíhá jednostrannývýtrysk o proměnné délce s amplitudou 20 % kolem střední hodnoty3600 AU a rychlosti 25 000 km/s, který se příležitostně ohýbávýchodním směrem.

V. Ivanov aj. odvodili vzdálenost radiové galaxie Dwingeloo 1(Cas) 5 Mpc a její vizuální hvězdnou velikost 13 mag, což je dánosilnou extinkcí v rovině naší Galaxie. J. Jurcevic aj. sledovali42 červených veleobrů v pozdní spirální galaxii M101 (UMa)a dostali tak její vzdálenost nezávisle na cefeidách: 7,6 Mpc,v dobré shodě s určením vzdálenosti pomocí cefeid. J. Mould aj.určili pomocí 29 cefeid, pozorovaných HST, vzdálenost spirálnígalaxie NGC 1425 v blízké kupě Fornax s kosmologickým červenýmposuvem z = 0,005. Odvodili tak její vzdálenost 22 Mpc, čímž sezvýšil počet spirálních galaxií s dobrými vzdálenostmi pomocícefeid na 18. H. Falcke aj. zjistili z radiových měření nafrekvenci 8 GHz, že galaxie TXS 2226-184 obsahuje zatímnejsvítivější vodní maser (gigamaser). Galaxie je silně skloněnak zornému paprsku a přeťatá vrstvou prachu. Obsahuje velkémnožství chladného molekulového plynu.

Nejbližší obří eliptickou galaxií zůstává radiový zdroj Cen A(NGC 5128) ve vzdálenosti 3,5 Mpc od nás. Radiové laloky,vyvěrající z jádra, jsou na obloze navzájem vzdáleny plných 5o.H. Jerjen aj. snímkovali kruhovou homogenní galaxii IC 3328(Vir) pomocí VLT a nalezli tak slabou spirální strukturu,představující jen 3 % jasnosti celé galaxie. Jde tedy o nejslabšía také nejmenší známou spirální galaxii. Podrobný snímek galaxieNGC 3314 (Hya), získaný loni HST, poukázal na pozoruhodnouskutečnost, že se zde do téhož směru náhodně promítají fyzickynesouvisející galaxie, vzdálené od nás zhruba 40 Mpc, přičemž ta"zadní" je o 8 Mpc dále, než ta "přední". Dosud se zdálo, že jdeo dvě interagující galaxie. Tato nepravděpodobná projekce všakumožňuje velmi dobře zkoumat prachový pás v bližší galaxií,jevící se jako silueta proti svítícímu pozadí vzdálenějšígalaxie.

Pozorování více než 30 běžných galaxií pomocí HST prokázala podleJ. Kormendyho aj., že existuje souvislost mezi hmotnostísupermasivní černé díry v centru dané galaxie a hmotnostícentrální galaktické výdutě velmi starých hvězd ve spirálníchgalaxiích. Diskové galaxie bez centrální výduti však centrálníčernou díru nemají vůbec. Hmotnosti centrálních černých děr takkolísají od 1 MMo do 2,4 GMo a pokaždé představují asi 0,2 %výdutě dané galaxie. Hmotnosti výdutí i centrálních černých děrlze podle L. Ferrareseové a D. Meritta i K. Gebhardta aj. dostispolehlivě odvodit z pozorování rozptylu pohybů hvězd v jejichblízkosti. Supermasivní černé díry též geneticky souvisejís kvasary.

Studium radiového záření 100 blízkých galaxií pomocí soustavVLA a VLBA potvrdilo, že alespoň 30 z nich má ve svém centrukompaktní radiové zdroje typu Sgr A*, čili že se tam nalézajísupermasivní černé díry, které patrně vznikly ještě před vznikemI. generace hvězd v šerém dávnověku vesmíru. K jejich vzrůstupřispívá jak akrece mezihvězdného plynu tak i pohlcovánímasivních hvězd I. generace, případně i splývání zárodků galaxií.Zdá se, že výdutě galaxií a supermasivní černé díry vznikajísoučasně při prudkém gravitačním smršťování zárodků galaxiía první epizodě překotné tvorby hvězd.

A. Wilson aj. studovali pomocí družice Chandra okolí známéradiogalaxie Pic A, vzdálené od nás 150 Mpc (z = 0,035).Objevili tak úzký výtrysk dlouhý 250 kpc s jasnou rentgenovouskvrnou na vnějším konci. Je naprosto jisté, že zdrojem výtryskuje supermasivní černá díra v centru galaxie, z jejíhož okolívyvěrají superrelativistické elektrony s energiemi až 50 TeV,které mohou způsobit uvolnění částic vysokoenergetickéhokosmického záření. Degradace relativistické energie elektronůvede nakonec ke vzniku rentgenových fotonů, ale horká skvrna jevidět i opticky a radiově. Malý vrcholový úhel výtrysku svědčío silném magnetickém poli rotujícího plynu v blízkosti černédíry. Družice Chandra zobrazila rovněž kupu galaxií kolemradiového zdroje Hya A, vzdáleného od nás 260 Mpc. Z rozloženírentgenového záření vyplývá, že žhavý plyn obklopující jádro kupyse vklíňuje do centra, kde se nachází supermasivní černá díra,ale odtamtud putuje zpět po smyčkách, tvarovaných patrněmagnetickým polem v kupě.

Hlavním loňským výsledkem družice Chandra se však stalorozluštění záhady, kde se bere difúzní pozadí tvrdéhorentgenového záření v pásmu 2 -- 10 keV, jež bylo poprvépozorováno již r. 1962. Jak zjistili R. Mushotzky aj. z rozboruextrémně dlouhé expozice 27,7 hodin, uskutečněné počátkem prosince1999 v zorném poli o průměru 5arcmin, nejméně 80 % záření pozadípochází od diskrétních zdrojů rentgenového záření, poprvérozlišených právě zmíněnou družicí. Jde o jádra běžnýchi aktivních galaxií resp. o kvasary. To znamená, že na celéobloze by družice zaznamenala na 70 milionů těchto objektů.Přitom některé diskrétní rentgenové zdroje nemají dosud žádnéoptické protějšky, takže možná jde o extrémně staré kvasary vevzdálenosti přes 4 Gpc.

R. Williams aj. shrnuli motivaci a výsledky jedinečnéhoprojektu HDF, jímž je studium dvou vybraných hlubokých polí naseverní a jižní obloze. Vše začalo ve druhé polovině prosince1995, kdy byl R. Williams šéfem Ústavu pro kosmický teleskopv Baltimore a použil celé ředitelské rezervy pozorovacího časuHST pro riskantní projekt snímkování severního pole HDF-N v UMakamerou WFPC2 po dobu 10 dnů (úhrnem čistých 100 hodin expozic).Tehdy se docílilo rekordních mezných hvězdných velikostí HST ve4 spektrálních pásmech ve viditelné oboru spektra a od té dobybylo pole studováno dlouhými expozicemi a s maximálním možnýmrozlišením i citlivostí v širokém rozsahu vlnových délekelektromagnetické záření od pásma rentgenového (družice Chandrav projektu CDF) až po centimetrové radiové vlny. Úspěch tétonejhlubší sondy do minulosti vesmíru podnítil komplexní výzkumjižního pole HDF-S v souhvězdí Tukana v galaktické šířce -49°v říjnu 1998, kdy už byly do přehlídky zapojeny nové přístrojeNICMOS a STIS. Velkou předností projektu se stala rovněžokolnost, že všechna měření byla mimořádně brzo uvolněna proveřejnou potřebu, a slouží tak doslova jako zlatý důl pro výzkumvelmi vzdáleného vesmíru.

J. Cohenová aj. využili spektrografu LRIS u Keckova teleskopuk pořízení 671 spekter slabých galaxií do R = 24 mag v hlubokémpoli HDF-N. Pro průměrnou magnitudu galaxií 23,8 vychází průměrnýz =1,2 a odtud lze odvodit hlavní kosmologické parametryHo = 60 km/s/Mpc; Omegam = cca. 0,3 a Lambda = 0. Z červených posuvůlze vypozorovat prostorové seskupování galaxií do oddělenýchhnízd. N. Yahata aj. získali jasnosti a spektra 335 slabýchgalaxií v poli HDF-S pomocí HST NICMOS, přičemž mezné hvězdnévelikosti v integrálním a infračerveném oboru se pohybovaly mezi28,7 a 26,5 mag. V tomto souboru bylo 21 galaxií se z > 5 a 8galaxií se z > 10. J. Gardner aj. zopakovali snímek části poleHDF-S pomocí nové kamery STIS, jež má zorné pole jen 50" x 50"resp. 25" x 25" v ultrafialovém pásmu, ale zato vyšší citlivostnež původně užitá kamera WFPC2, takže dosáhli mezné hvězdnévelikosti 29,4 mag. S. Christiani a V. d'Odorico též využilijasného kvasaru J2233-606 B = 17,5 mag se z = 2,2 k "zadnímuosvětlení bližší scény" v poli HDF-S. S. Cristiani aj. pořídilipomocí spektrografu FORS1 u VLT spektra 30 objektů, nalezených nasnímcích HDF-S a CDF-S, jejichž červená jasnost se pohybovalameze 24 a 25 mag. Určili tak červené posuvy pro 8 galaxiív rozmezí 2,75 < z < 4,0 a pro páry rentgenových galaxiíz = 3,11 resp. 3,93, což značí projektovanou vzdálenost uvnitřpárů 8,7 a 3,1 Mpc.

Naproti tomu D. Stern aj. a H. Chen aj. oznámili, že galaxie123627+621755 s jasností R = 27,3, která podle fotometrickýchodhadů měla mít rekordní červený posuv vůbec (z = 6,68), mápodle měření aparaturou STIS naprosto neodpovídající spektruma její skutečný červený posuv dosahuje v nejlepším případěz = 1,5. Pole HDF-N bylo též proměřováno pomocí družice ISO,anténou VLA, radiovou soustavou WSRT ve Westerborkua submilimetrovými radioteleskopy. Tak se podařilo zjistit, žeradiové záření pochází jednak od opticky poměrně jasných galaxiís prostředními červenými posuvy a jednak od mimořádně slabýchgalaxií > 25 mag.

R. Méndez a D. Minniti zkoumali povahu slabých modrýchobjektů, jež byly nalezeny na obou hlubokých snímcích HST(HDF-N a -S) a zjistili, že jde o velmi staré bílé trpaslíkygalaktického hala, vzdálené od Slunce nanejvýš 2 kpc. Pak jev těchto tělesech soustředěna až polovina skryté hmoty v Galaxii.Porovnáním snímků severního a jižního pole zjistili S. Caertanoaj., že pro červený posuv z = 2,7 mají jižní galaxie tempotvorby hvězd 1,9krát vyšší než galaxie v severním poli, ale proz = 4 se tento poměr snižuje na 1,3násobek. Podle V.Sarajediniho aj. se mezi galaxiemi s I < 27 vyskytují jen asi 2 %galaxií s aktivními jádry.

E. Athanassoula se zabýval počítačovou simulací vývojegalaxií, které však odmítá považovat za vesmírné ostrovy,jelikož galaxie velmi silně interagují se svým okolím. Ukázal tov práci, kde samotnou galaxii reprezentovalo 120 tisíc hmotnýchbodů, z nichž 42 tisíc představovalo galaktický disk a 78 tisícgalaktické halo. Pro průvodce této galaxie pak vybral tři"soustavy" postupně zastoupené 42, 12 a 4,2 tisíci bodů.

 

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií
Galaxie s aktivním jádrem Mrk 501 (z = 0,034) prodělala dleH. Krawczynského aj. během roku 1997 několik silných výbuchů, ježbyly sledovány v pásmu záření gama s energiemi řádu TeVaparaturou HEGRA a dále rentgenovou družicí RXTE. Obojí světelnékřivky spolu dobře souhlasily a svědčí ve prospěchsynchrotronového původu záření. Tatáž vzplanutí nalezli M.Amenomori aj. v záznamech tibetské aparatury mezi únorem a srpnem1997, když v červnu dosáhla relativní jasnost zdroje v pásmu0,1 -- 10 TeV hodnoty až 10 Krabů. D. Petry aj. uvádějí, žedvacetinásobné zvýšení toku v pásmu TeV v téže době zaznamenalii aparaturou EGRET na družici Compton, což je v tomto pásmu novýrekord pro kterýkoliv objekt. Podle R. Sambruny aj. kolem maximasvětelné křivky v pásmu gama a rentgenovém navzájem dobřesouhlasily, když synchrotronové maximum bylo posunuto k energiímnad 50 keV. F. Rieger a K. Mannheim tvrdí, že se v centru galaxienalézá dvojitá supermasivní černá díra s oběžnou periodou řádu10 let, hmotnostmi složek 100 a 20 MMo a jejich vzájemnouvzdáleností 300 Gkm.

Krátkodobé variace jasnosti s amplitudou 5:1 na stupnici dnů bylypozorovány u galaxie Mrk 421 v lednu 2000 aparaturou CAT profotony gama o energiích kolem 250 GeV. Na přelomu dubna a května2000 zjistil Čerenkovovův teleskop Whipplovy observatoře jejídalší zjasnění v pásmu TeV až na více než desetinásobek klidovéhodnoty, tj. až na 4,7 Kraba. Obě aktivní galaxie všakpřesto mohou urychlovat protony až na energie 10 EeV v oblastecho průměru do 1011 km, pokud se tam vyskytují magnetická poleo indukci do 10 mT, neboť energie takových polí je pak větší nežkinetická energie takto urychlených protonů. Třetí aktivnígalaxií v pásmu fotonů TeV se podle J. Něšpora aj. stal objekt3C-66A, jehož zářivý výkon nad hranicí 0,1 TeV činí 1039 W.Zato sledování 9 blazarů v letech 1997-99 pomocí detektoru HEGRAv pásmu nad 750 GeV nepřineslo podle F. Aharoniana aj. žádnýúspěch.

Družice Chandra zobrazila radiové skvrny u kvasaru 3C-295s červeným posuvem z = 0,46 ve vzdálenosti 2,6 Gpcv rentgenovém oboru spektra. Podle D. Harrise aj. to znamená, žejde o mimořádně horké plazma. N. Morgan aj. zjistili, že objektCTQ8390 je pravý binární radiově tichý kvasar se vzájemnouúhlovou vzdáleností složek 2,1" (projekcí lineární vzdálenostiminimálně 8,3 kpc), shodnými červenými posuvy z = 2,24a rozdílem jasností složek 2,5 mag. V blízkosti jejich obrazůtotiž nenalezli žádnou mezilehlou gravitační čočku. Šťastnoushodou okolností se D. Schneiderovi aj. podařilo objevit dalšípár kvasarů SDSS J1439-0034 (Vir; z = 4,25) s úhlovouvzdáleností složek 33" (projekce lineární vzdálenosti minimálně210 kpc a pravděpodobně kolem 950 kpc). V takto vzdálenéminulosti vesmíru asi vznikaly kvasary v celých houfech, ale jenmálokterý se dochoval.

E. Valtaoja aj. analyzovali dlouholetou světelnou křivku kvasaruOJ 287 (0851+202; Cnc) se z = 0,31, o němž je známo, žeobsahuje pár supermasivních černých děr, obíhajících kolemtěžiště v periodě 12 let po výstředných drahách, takže sekundárníčerná díra občas prochází akrečním diskem primární černé díry.Z těchto pozorování vyplývá, že můžeme očekávat další optickézjasnění objektů koncem září roku 2006. Poslední pozorované optickézjasnění se totiž podle T. Pursima aj. odehrálo v listopadu 1994a znovu v prosinci 1995. H. Marshall aj. se pokusili objasnitexistenci známého jednostranného výtrysku u nejbližšího kvasaru3C-273 jako koloběh látky, která nejprve padá směremk centrální černé díře, avšak je odtud zpětně vyvrženaa usměrněna do úzkého svazku silným magnetickým polem. D.Schwartz aj. popsali výtrysk z kvasaru PKS 0637-752(z = 0,65), dlouhý alespoň 100 kpc, jenž byl sledován družicíChandra. Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 4.1037 W.

X. Fan aj. využili rozbíhající se přehlídky SDSS k vyhledáváníkvasarů s velkým červeným posuvem v poli o ploše 250čtverečních stupňů. Odhalili tak celkem 22 nových kvasarů,z nichž 5 má z > 4,6; z toho jeden z = 5,0. Jejich absolutníbolometrické magnitudy pokrývají interval -26,1 až -28,8 mag.Spojeným úsilím observatoří na Mt. Palomaru, Kitt Peaku a MaunaKea byl nalezen kvasar RD J0301+0020 (Cet) s rekordnímz = 5,5. Podle D. Sterna aj. je vidět pouze v infračervenémoboru a má I = 23,8 mag, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti-22,7 mag. Pozorujeme tedy objekt z doby, kdy byl vesmír starýjen 1 miliardu roků. Ještě téhož roku byl však tento rekordpřekoná kvasarem J1044-0125 (Sex), jenž má dle X. Fana aj.I = 21,8 mag a absolutní hvězdnou velikost -27,2 mag. Jehočervený posud totiž činí z = 5,8 a jasnost odpovídá černé dířeo hmotnosti 3 GMo. Jak uvádějí W. Zheng aj, bylo běhemposledního desetiletí objeveno již na 200 kvasarů s červenýmposuvem z > 4.

J. Dennett-Thorpe a A. de Bruyn objevili kvasar J1819+3845,který jeví rekordní krátkodobou proměnnost v poměru 3:1 běhemněkolika hodin na frekvenci 5 GHz. Autoři se domnívají, že tytozměny způsobuje interstelární scintilace radiových vln vevzdálenostech do několika desítek parseků od Země, tj. že úhlovýrozměr kvasaru nepřesahuje 32 obloukových mikrovteřin. Je to uždruhý případ krátkodobé výrazné proměnnosti kvasaru, takže jepravděpodobné, že interstelární scintilace spíše než skutečnévariace intenzity záření kvasarů jsou příčinou krátkodobýchvýkyvů jejich radiové jasnosti.

C. Impey a C. Petryová našli v poli HDF-N celkem 12 vesměsradiově tichých kvasarů. Poznamenávají, že A. Sandage si již roku1965 všiml, že většina kvasarů radiově nehlučí, resp. že poměrjejich optické a radiové intenzity přesahuje 5 řádů. Zesoučasných přehlídek navíc vyplývá, že zastoupení radiověhlučných kvasarů pro absolutní hvězdné velikosti(-22,5 až -25) mag klesá s rostoucím červeným posuvem. Není protonijak zjevné, proč vlastně některé kvasary radiově hlučí a jeparadoxní, že právě radiové přehlídky oblohy přispělyk historickému objevu tohoto typu kosmických objektů. Podle A.Laora souvisí radiová hlučnost kvasaru jednoznačně s hmotnostícentrální supermasivní černé díry, tj. hlučné jsou všechnykvasary, pro něž je tato hmotnost větší než 1 GMo, zatímconehlučí žádný kvasar s hmotností pod 0,3 GMo.

M. a P. Véronovi uveřejnili již 9. generální katalog kvasarůs uzávěrkou v březnu 2000. 1. katalog kvasarů vyšel v roce 1971a obsahoval 200 objektů; předposlední 8. katalog z roku 1998 měl11358 kvasarů, 357 blazarů a 3334 AGN, zatímco poslední katalogobsahuje 13214 kvasarů, 462 blazarů a 4428 AGN.

A. Alonsová-Herrerová aj. prozkoumali pár interagujících galaxiíArp 299, jež byly objeveny při infračervených přehlídkácha patří mezi nejbližší interagující galaxie typu ULIG(ultra-luminous infrared galaxies), neboť jsou od nás vzdálenyjen 42 Mpc a jejich infračervená svítivost dosahuje 5.1011 Lo.V tomto uskupení našli velmi hmotné hvězdy o stáří pouhých 4milionů let, leč také 19 oblastí H II a přes 20 staršíchhvězdokup. Poslední epocha překotné tvorby hvězd začala asi před15 miliony let. ULIG byly poprvé popsány v roce 1972 a soustavněobjevovány družicí IRAS v roce 1983. Dnes se zdá, že jsou vevesmíru stejně četné jako kvasary. E. Egami aj. se zabývalipovahou objektu APM 08279+5255, objeveného roku 1998 jako kvasarse z =3,9. Jelikož šlo o velmi jasný objekt R = 15,2 mag,vycházela odtud rekordní absolutní hvězdná velikost pro kvasar-33,2 mag. Zmínění autoři však nyní zjistili, že objekt je asio dva řády zesílen efektem mezilehlé gravitační čočky sez = cca. 3. Infračervené snímky Keckovým teleskopem ukázaly, žečočkou je masivní galaxie, takže parametry kvasaru přestaly býtnepochopitelně vysoké, když infračervená svítivost kvasarudosahuje pouze 1.1013 Lo a bolometrický zářivý výkon činí5.1013 Lo.

 

(pokračování)

Věnováno památce astronoma-amatéra Ing. Václava Hübnera (1922-2000) z Vysokého Mýta, čestného člena České astronomické společnosti Josefa Kodýtka (1910-2000) z Chocně a českého astronoma Mgr. Jindřicha Šilhána (1944-2000) z Brna.

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Stručně z kosmonautiky XXVII
Ilustrační foto...
Vznik hvězd v mlhovině NGC 604
Ilustrační foto...
První signál pro duši světové radioastronomie
Ilustrační foto...
Jak propouštějí a odrážejí různé materiál
Ilustrační foto...
Giovanni Cassini a Christiaan Huygens
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691