Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 04. marca 2002
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Obvykle se uvádí, že nejbližšími otevřenými hvězdokupami jsou Hyády a seskupení hvězd ve Velké medvědici a okolí, k němuž patří zejména většina jasných hvězd Velkého vozu. Nyní se však zásluhou přesných měření vzdáleností hvězd v asociaci kolem proměnné TW Hya pomocí družice HIPPARCOS zjistilo, že také tato soustava je naší blízkou sousedkou, když centrum asociace je od Slunce vzdáleno pouhých 50 pc a její průměr dosahuje 30 pc. Samotná proměnná TW Hya patří k mladým hvězdám typu T Tau, jež dosud nevstoupily na hlavní posloupnost, a k asociaci patří nejméně 17 dalších velmi mladých trpasličích hvězd o stáří nanejvýš 10 milionů roků, ačkoliv se v této oblasti nenalézá žádné zárodečné mezihvězdné mračno. To znamená, že se hmota mračna již zcela spotřebovala na vznik hvězd. Tato asociace navíc prchá od obří asociace Sco-Cen ve vzdálenosti 123 pc, z níž byla kdysi vymrštěna.
V polovině září 1999 pořídil HST podrobné snímky chumáče mlhovin v okolí hvězdy Merope v Plejádách. Odtud vyšlo překvapivě nízké stáří Plejád jen 80 milionů let. zatímco dosud se udávalo 120 milionů let. Podle G. Gatewooda aj. však došlo také k velmi nepříjemnému rozporu mezi určením vzdálenosti Plejád pomocí trigonometrických paralax ze Země a z kosmu. Dlouholetá měření 0,76m refraktorem v Alleghany dala totiž vzdálenost 131 pc, kdežto z družice HIPPARCOS vychází vzdálenost jen 116 pc.
Družice HIPPARCOS poskytla rovněž údaje pro revizi průměrného stáří kulových hvězdokup v Galaxii. Jak uvádějí E. Caretta aj., zatímco starší data vedla k průměrnému stáří (11,5±2,6) miliard let, po revizi se tato hodnota nepříjemně zvýšila na (12,9 ± 2,9) miliard let. Ještě "hůře" dopadlo určení stáří kulové hvězdokupy M92 (Her) pomocí rozboru barevného diagramu. Jak uvedli F. Grundahl aj., obdrželi hodnotu (14,5 ± 2) miliardy roků. Podobně vyšlo určení stáří kulové hvězdokupy M15 (Peg) pomocí radioaktivního datování thoria ve spektru tří červených obrů 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 srovnalo stáří kulových hvězdokup v Galaxii s nejnovějším určením stáří vesmíru od velkého třesku, ačkoliv je zřejmé, že od vzniku vesmíru do vzniku prvních hvězd a celé Galaxie musela uplynout delší doba - minimálně 700 milionů let.
R. Saffer aj. pořídili pomocí HST snímky kulové hvězdokupy NGC 6397 (Ara). Odtud zjistili, že maximální hmotnost osamělých hvězd dosahuje 0,8 M_o, zatímco tzv. modří loudalové (blue stragglers) jsou výrazně hmotnější. V centru hvězdokupy rozlišili 5 loudalů, z nichž 4 mají hmotnost přesně dvojnásobnou, takže zřejmě vznikly splynutím dvou standardních hvězd. Pátý loudal s hmotností 2,4 M_o je pak zřejmě výsledkem splynutí alespoň tří složek. Zatímco na periférii hvězdokupy hvězdy opravdu splývají (ve hvězdokupách se často vyskytují dotykové dvojhvězdy typu W UMa), v samotném centru se mohou díky vysoké prostorové hustotě hvězd přímo srazit.
HST byl rovněž využit k hledání potenciálních přechodů exoplanet přes hvězdné disky v kulové hvězdokupě 47 Tuc. Během 8 dnů bylo získáno 645 snímků a na nich sledovány okamžité jasnosti 34 tisíc hvězd. Pokud by výskyt exoplanet v kulových hvězdokupách odpovídal stavu, který známe ze slunečního okolí, mělo by být zpozorováno 17 takových přechodů, projevujících se krátkodobým měřitelným poklesem jasnosti příslušné hvězdy. Ve skutečnosti však nebyl žádný pokles jasnosti pozorován, takže deficit exoplanet v kulových hvězdokupách je tím patrně prokázán. Příčinou deficitu může být nízký obsah kovů v takto starobylých soustavách, takže není z čeho exoplanety vytvořit, anebo jsou zárodky exoplanet rychle rozrušovány vinou gravitačních poruch při četných blízkých setkáních hvězd uvnitř hvězdokupy.
E. Pancinová aj. studovali na snímcích z 2,2 m dalekohledu ESO MPI, pořízených v r. 1992, větev červených obrů v nejhmotnější a nejsvítivější kulové hvězdokupě naší Galaxie omega Cen (NGC 5139). Proměření parametrů více než 220 tisíc hvězd ve hvězdokupě trvalo 7 let, ale výsledky jsou znamenité. Ukazují na komplexní strukturu, kinematiku i výskyt hvězd různých populací v této bezmála trpasličí galaxii uvnitř naší Galaxie. Téže kulové hvězdokupě je věnována jedinečná práce F. van Leeuwena aj., kteří pořídili srovnávací snímky astrometrickým refraktorem 0,66 m v Yale v letech 1978-1983 a porovnali je se snímky téhož objektu a týmž přístrojem, jež v rámci své disertace získal mladý holandský astronom W. Martin v letech 1931-35, kdy se refraktor nacházel v Jižní Africe resp. v Austrálii. Vysoká kvalita refraktoru a velký časový odstup obou sérií snímků totiž dovolil určit vlastní pohyby bezmála 10 tisíc hvězd ve hvězdokupě s naprosto jedinečnou přesností až 0,0001arcsec/rok. To je vskutku nevídaná hodnota, více než o řád lepší než vlastní pohyby určované družicí HIPPARCOS!
Všechny snímky na skleněných deskách o rozměru 160 x 160 mm byly uschovány na observatoři v Leidenu, kde se naštěstí v muzeu zachoval i původní měřicí stroj, který byl renovován a využit pro proměření. Tak se ukázalo, že hvězdokupa je od nás vzdálena jen 4,5 kpc, zatímco konvenčně se udávalo 5,1 kpc, a to díky možnosti porovnat rozptyl vlastních pohybů a rozptyl radiálních rychlostí, měřených s touž relativní přesností. Potvrdila se vysoká hmotnost hvězdokupy kolem 4 MM_o, což se již blíží hmotnostem trpasličích galaxií, a poprvé se podařilo studovat vnitřní kinematiku hvězdokupy, jelikož jsou k mání kvalitní prostorové rychlosti hvězd v okolí jejího jádra, jehož poloměr činí 3,9 pc. Práce byla věnována památce tragicky zesnulého W. Martina, který po obhajobě doktorátu v r. 1937 nastoupil jako astronom na indonéské hvězdárně v Lembangu, kde ho zastihla japonská invaze a Japonci ho jako bělocha odvlekli do koncentračního tábora, kde zahynul.
J. Turnerová a S. Becková konstatují, že v naší Galaxii již skončilo vznikání kulových hvězdokup, ale to obecně neplatí pro cizí galaxie. Sami našli zárodek budoucí kulové hvězdokupy v trpasličí galaxii NGC 5253 (Cen) o rozměru 1 x 2 pc, obsahující alespoň tisíc velmi hmotných horkých hvězd mladších než milion roků. Úhrnná hmotnost zárodku 1 MM_o odpovídá typické hmotnosti kulové hvězdokupy v naší Galaxii. Podobný objev uzlíku o rozměrech 3 x 6 pc v trpasličí galaxii He 2-10 ohlásili K. Johnson a C. Kobulnicky. V uzlíku se nalézá bezmála tisícovka vysoce svítivých hvězd třídy O s maximálním stářím 0,5 milionu let.
B. Chandran aj. ukázali, že v centrálních 200 parsecích v jádře Galaxie se nahromadilo akrecí 3 GM_o hmoty a magnetické pole dosahuje indukce větší než 20 pT, což stačí k udržení částic kosmického záření o vysoké energii uvnitř jádra Galaxie. J. Miralda-Escudé a A. Gould tvrdí, že v centrálním parseku Galaxie se nachází kupa asi 25 tisíc (!) černých děr, jež vznikly zhroucením velmi hmotných hvězd, které se díky dynamickému tření propadly do této oblasti a budou pohlceny centrální supermasivní černou dírou až za předlouhých 30 miliard let, takže v této chvíli je většina z nich dosud daleko od obzoru událostí supermasivní černé díry v samotném centru.
A. Ghezová aj. využili metody infračervené skvrnkové interferometrie u Keckova teleskopu, vybaveného adaptivní optikou, k měření vlastních pohybů hvězd v blízkém okolí středu Galaxie s přesností 0,003arcsec/rok. Podařilo se jim určit vlastní pohyby 90 hvězd, vzdálených jen 0,1arcsec (0,005 pc!) od centra, tj. ve vzdálenostech řádu 100 Schwarzschildových poloměrů od supermasivní černé díry. Dostali tak oběžné periody hvězd kolem 15 roků, ale rychlosti až 1350 km/s, což odpovídá hmotnosti centrální supermasivní černé díry 2,6 MM_o. Poprvé se zdařilo změřit i zrychlení tří hvězd, jak se blíží po spirále k černé díře tempem až 6 mm/s^2. Podle M. Jaroszynského se dá těchto měření využít k ověření občas nadhazované domněnky, že centrální černá díra v Galaxii je dvojitá. D. Figer aj. použili téhož dalekohledu k rozboru spektra horké hvězdy IRS 16 NW, vzdálené méně než 0,3arcsec od centra a ukázali, že jde o žhavou hvězdu třídy OB starou nanejvýš 20 milionů roků, takže v okolí centra je stále dost látky na vznik nových hvězd. D. Lubowich aj. zase zjistili, že koncentrace deuteria v centru Galaxie je o plných pět řádů vyšší, než se čekalo, což značí nedávnou čerstvou "dodávku" deuteria zvnějšku.
D. McNamara zpřesnil měřením světelných křivek proměnných hvězd typu delta Sct a RR Lyr z automatické přehlídky OGLE vzdálenost jádra Galaxie od nás na (7,9 ± 0,3) kpc. Tloušťka galaktického disku vně galaktické výduti činí pouze 0,6 kpc, ale sám disk je obklopen plochým halem starých vyhaslých hvězd o průměru 46 kpc a tloušťce 28 kpc, jež však obsahuje méně než 5 % skryté hmoty Galaxie. Podle měření z ultrafialové družice FUSE je Galaxie obklopena do příčné vzdálenosti 3 kpc od hlavní roviny horkým plynem o teplotě 500 kK. Plyn ohřívají rázové vlny vyvolané supernovami.
J. Biney aj. odvodili z údajů družice HIPPARCOS průměrné stáří 12 000 hvězd hlavní posloupnosti a podobrů ve slunečním okolí: (11,2 ± 0,75) miliardy let. Thoriovou metodou radioaktivního datování se zjistilo, že nejstarší hvězdy v Galaxii vznikly před 12 miliardami let. Podle N. Wyna Evanse a M. Wilkinsona obsahuje naše Galaxie 400 miliard hvězd a její úhrnná hmotnost dosahuje 2 TM_o, zatímco úhrnná hmotnost spirální galaxie M31 činí jen 1,2 TM_o. Obě galaxie jsou daleko největšími a nejhmotnějšími členy Místní soustavy galaxií, která v pomyslné kouli o průměru 2,5 Mpc obsahuje přinejmenším 36 galaxií.
Podle S. van den Bergha má naše Galaxie, klasifikovaná jako SB/Bc I-II, absolutní hvězdnou velikost -20,9 mag a nalézá se se 0,46 Mpc od těžiště Místní soustavy. Galaxie M31, klasifikovaná jako Sb I-II, má -21,2 mag a je od těžiště soustavy vzdálena 0,76 Mpc. Malé Magellanovo mračno (MMM) je -17,1 mag a třídy Irr IV/IV-V, zatímco Velké Magellanovo mračno (VMM) je -18,5 mag a třídy Irr III-IV. Naproti tomu C. Alcock aj. odhalili z barevného diagramu pro 9 milionů hvězd programu MACHO, že VMM má příčku, takže asi není tak zcela nepravidelnou galaxií, jak se dosud uvádí.
Vzdálenost Velkého Magellanova mračna (VMM) má zásadní význam pro celou kosmologii, neboť představuje první příčku pomyslného kalibračního žebříku pro vzdálenosti v celém viditelném vesmíru. Tím více astronomy znepokojuje fakt, že navzdory velmi přesným měřením z družice HIPPARCOS a dobrým statistikám pro velké soubory určitých typů hvězd se takto stanovená vzdálenost různými metodami liší mnohem více, než naznačují udávané chyby měření. C. Nelson aj. změřili vzdálenost VMM z parametrů zákrytové dvojhvězdy HV2274 a obdrželi tak hodnotu 47,9 kpc. Další dvě horké modré zákrytové dvojhvězdy však daly stáří 46 kpc. M. Groenewegen a R. Oudmaijer obdrželi z relace perioda-svítivost pro cefeidy vzdálenost 50,6 kpc. E. Carretta aj. kalibrovali vzdálenost VMM pomocí kulových hvězdokup a dostali 53,5 kpc. A. Udalski využil měření z přehlídky OGLE k určení této vzdálenosti na pouhých 44,5 kpc. M. Romaniello aj. nyní použili pro takové porovnání velký soubor červených polních hvězd (red clump stars), z něhož vychází vzdálenost VMM (52,2 ± 3,5) kpc, kdežto červení obři 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 krátké stupnici se přiklonil A. Udalski na základě měření z přehlídky OGLE. Jako indikátor vzdálenosti použil jak červené polní hvězdy tak 284 červených obrů, a vyšla mu vzdálenost (44,5 ± 1,6) kpc. Do třetice S. Sakai aj. dostali pro červené polní hvězdy vzdálenost 45,5 kpc, ale pro červené obry a proměnné RR Lyr 52,2 kpc, kdežto G. Kovácsovi vyšla vzdálenost z proměnných RR Lyr na 50,6 kpc, takže řečeno se Shakespearem, jak se vám líbí. Tito autoři proto připouštějí, že VMM je dále než 41,7 kpc a 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 tak 42 cefeid v naší Galaxii, 33 cefeid ve VMM a 35 cefeid v MMM. Odtud zjistili, že cefeidy v Galaxii mají amplitudy světelných křivek o 7 % větší než cefeidy ve VMM a ty mají zase amplitudy o 18 % větší než cefeidy v MMM. To znamená, že amplituda cefeid je přímo úměrné obsahu kovů ve hvězdě, což snižuje jejich kalibrační výhodnost pro nepřímé určování vzdáleností hvězdných soustav, v nichž se cefeidy nalézají. Pomocí HST lze sice určovat vzdálenosti cefeid až do 23 Mpc, jenže pro větší vzdálenosti se obrazy cefeid častěji slévají s okolními objekty, což vede k soustavnému podceňování vzdáleností až o 9 %. W. Gieren nyní pozoroval v infračerveném pásmu cefeidu HV12198, jež je členem mladé kulové hvězdokupy ve VMM, a odtud dostal její vzdálenost 48,3 kpc, která by se mohla stát základem budoucí kalibrace. D. Alves a C. Nelson zjišťovali průběh rotační křivky pro VMM a nalezli tak maximum rotační rychlosti 72 km/s ve vzdálenosti 4,0 kpc od jádra; to znamená, že pro větší vzdálenosti od jádra rychlost rotace již klesá. Odtud pak vychází úhrnná hmotnost VMM na 5,3 GM_o.
A. Udalski využil programu OGLE k určení vzdálenosti MMM a vyšlo mu jen 56,2 kpc. M. Groenewegen zkombinoval údaje pro cefeidy programu OGLE a infračervených přehlídek DENIS a 2MASS a odtud dostal vzdálenost MMM v rozmezí 64,3 -- 66,4 kpc. To znamená, že MMM má být o 12,6 kpc dále než VMM. G. Pietrzynski a A. Udalski určovali z měření OGLE též stáří 600 hvězdokup ve VMM 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 MMM se pozorují stejné vrcholy, takže autoři soudí, že vzájemná přiblížení obou Mračen v této minulosti vedla k překotné tvorbě hvězdokup.
M. Garcia aj. sledovali pomocí rentgenové družice Chandra centrum galaxie M31 a objevili tam 5 bodových zdrojů, z nichž jeden se nalézá pouhou 1arcsec od supermasivní černé díry a vyniká zcela pekuliárním spektrem. Jádro galaxie je daleko průhlednější pro optické záření než jádro naší Galaxie a supermasivní černá díra v jádře je rovněž hmotnější než v naší Galaxii, neboť její hmotnost činí plných 30 MM_o. N. Sambhus a S. Sridhar potvrdili, že jádro M31 má dva jasné uzlíky ve vzájemné úhlové vzdálenosti 0,49arcsec, což odpovídá modelu s centrální supermasivní černou dírou, kolem níž obíhá tlustý disk plný hvězd v periodě delší než 200 tisíc let. Podle N. Evanse a M. Wilkinsona je M31 obklopena 10 satelitními galaxiemi a 17 vzdálenými kulovými hvězdokupami. Halo M31 má hmotnost 1,2 TM_o, kdežto halo naší Galaxie dokonce 1,9 TM_o. P. Côté aj. odhadli hmotnost celé M31 pomocí pohybů jejích trpasličích průvodců na 0,8 TM_o, jenže údaje je velmi nejistý, neboť není známa výstřednost dráhových elips satelitů.
Hmotnost spirálních galaxií se od r. 1914 určuje především z rotačních křivek, tj. závislosti radiální rychlosti hvězd na vzdálenosti od centra galaxie. Jak uvádějí Y. Sofue a V. Rubinová, právě tehdy objevil V. Slipher ve spektru galaxie M31 šikmo skloněné spektrální čáry, když nastavil štěrbinu spektrografu podél hlavní osy galaxie (obdobně byla zjištěna rotace částic v Saturnových prstencích). Zpočátku šlo o nesmírně pracná pozorování kvůli malé citlivosti tehdejších spektrografů a emulzí. Ještě r. 1918 exponoval F. Pease spektra M31 u 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu po dobu kolem 80 h čtyřikrát do roka a ve dvou polohách štěrbiny. Moderní pozorování rotačních křivek se rozvinulo zásluhou manželů Burbidgeových až v 60. letech XX. stol.
Rentgenová družice Chandra studovala jednak kulové hvězdokupy v naší Galaxii (M17 - Omega v Sgr a M80 v Sco) a jednak jádro pekuliární galaxie M82 (UMa), vzdálené od nás 3,4 Mpc. Ve všech případech našla známky přítomnosti černých děr středních hmotností kolem 500 M_o, jejichž původ je poněkud záhadný. Zdá se, že jde o výsledek gravitačního zhroucení velmi hmotné nadhvězdy. První náznaky, že existují černé díry středních hmotností alespoň 500 M_o a nanejvýš 10 kM_o, se objevily díky rentgenovým družicím již r. 1999, ale teprve Chandra má dobré rozlišení k tomu, aby jejich existenci potvrdila. Objekt v galaxii M82 se nachází ve vzdálenosti asi 180 pc od jádra v oblasti překotné tvorby hvězd.
M. Bietenholz aj. sledovali radiointerferometrem VLBI známou spirální galaxii M81 (UMa), vzdálenou jen 3,6 Mpc a proslulou nedávným vzplanutím supernovy 1993J. Na frekvenci 8,4 GHz docílili neuvěřitelného lineárního rozlišení 0,01 pc (2000 AU). Uprostřed galaxie se nachází supermasivní černá díra a kolem aktivní rentgenový zdroj s výkonem 1,7.10^33 W. Týž objekt září také v radiovém pásmu s výkonem řádu 10^30 W a lze jej pozorovat snáze než odpovídající objekt v centru naší Galaxie, neboť není prakticky zeslaben extinkcí. Ze zdroje vybíhá jednostranný výtrysk o proměnné délce s amplitudou 20 % kolem střední hodnoty 3600 AU a rychlosti 25 000 km/s, který se příležitostně ohýbá východním směrem, .
V. Ivanov aj. odvodili vzdálenost radiové galaxie Dwingeloo 1 (Cas) 5 Mpc a její vizuální hvězdnou velikost 13 mag, což je dáno silnou extinkcí v rovině naší Galaxie. J. Jurcevic aj. sledovali 42 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 spirální galaxie NGC 1425 v blízké kupě Fornax s kosmologickým červeným posuvem z = 0,005. Odvodili tak její vzdálenost 22 Mpc, čímž se zvýšil počet spirálních galaxií s dobrými vzdálenostmi pomocí cefeid na 18. H. Falcke aj. zjistili z radiových měření na frekvenci 8 GHz, že galaxie TXS 2226-184 obsahuje zatím nejsvítivější vodní maser (gigamaser). Galaxie je silně skloněna k zornému paprsku a přeťatá vrstvou prachu. Obsahuje velké množství 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 5°. 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 nejslabší a také nejmenší známou spirální galaxii. Podrobný snímek galaxie NGC 3314 (Hya), získaný loni HST, poukázal na pozoruhodnou skutečnost, že se zde do téhož směru náhodně promítají fyzicky nesouvisející galaxie, vzdálené od nás zhruba 40 Mpc, přičemž ta "zadní" je o 8 Mpc dále, než ta "přední". Dosud se zdálo, že jde o dvě interagující galaxie. Tato nepravděpodobná projekce však umožňuje velmi dobře zkoumat prachový pás v bližší galaxií, jevící se jako silueta proti svítícímu pozadí vzdálenější galaxie.
Pozorování více než 30 běžných galaxií pomocí HST prokázala podle J. Kormendyho aj., že existuje souvislost mezi hmotností supermasivní černé díry v centru dané galaxie a hmotností centrální galaktické výdutě velmi starých hvězd ve spirálních galaxiích. Diskové galaxie bez centrální výduti však centrální černou díru nemají vůbec. Hmotnosti centrálních černých děr tak kolísají od 1 MM_o do 2,4 GM_o a pokaždé představují asi 0,2 % výdutě dané galaxie. Hmotnosti výdutí i centrálních černých děr lze podle L. Ferrareseové a D. Meritta i K. Gebhardta aj. dosti spolehlivě odvodit z pozorování rozptylu pohybů hvězd v jejich blízkosti. Supermasivní černé díry též geneticky souvisejí s kvasary.
Studium radiového záření 100 blízkých galaxií pomocí soustav VLA a VLBA potvrdilo, že alespoň 30 z nich má ve svém centru kompaktní radiové zdroje typu Sgr A*, čili že se tam nalézají supermasivní černé díry, které patrně vznikly ještě před vznikem I. generace hvězd v šerém dávnověku vesmíru. K jejich vzrůstu přispívá jak akrece mezihvězdného plynu tak i pohlcování masivních hvězd I. generace, případně i splývání zárodků galaxií. Zdá se, že výdutě galaxií a supermasivní černé díry vznikají současně při prudkém gravitačním smršťování zárodků galaxií a první epizodě překotné tvorby hvězd.
A. Wilson aj. studovali pomocí družice Chandra okolí známé radiogalaxie Pic A, vzdálené od nás 150 Mpc (z = 0,035). Objevili tak úzký výtrysk dlouhý 250 kpc s jasnou rentgenovou skvrnou na vnějším konci. Je naprosto jisté, že zdrojem výtrysku je supermasivní černá díra v centru galaxie, z jejíhož okolí vyvěrají superrelativistické elektrony s energiemi až 50 TeV, které mohou způsobit uvolnění částic vysokoenergetického kosmického záření. Degradace relativistické energie elektronů vede nakonec ke vzniku rentgenových fotonů, ale horká skvrna je vidět i opticky a radiově. Malý vrcholový úhel výtrysku svědčí o silném magnetickém poli rotujícího plynu v blízkosti černé díry. Družice Chandra zobrazila rovněž kupu galaxií kolem radiového zdroje Hya A, vzdáleného od nás 260 Mpc. Z rozložení rentgenového záření vyplývá, že žhavý plyn obklopující jádro kupy se vklíňuje do centra, kde se nachází supermasivní černá díra, ale odtamtud putuje zpět po smyčkách, tvarovaných patrně magnetickým polem v kupě.
Hlavním loňským výsledkem družice Chandra se však stalo rozluštění záhady, kde se bere difúzní pozadí tvrdého rentgenového záření v pásmu 2 -- 10 keV, jež bylo poprvé pozorováno již r. 1962. Jak zjistili R. Mushotzky aj. z rozboru extrémně dlouhé expozice 27,7 h, uskutečněné počátkem prosince 1999 v zorném poli o průměru 5arcmin, nejméně 80 % záření pozadí pochází od diskrétních zdrojů rentgenového záření, poprvé rozlišených právě zmíněnou družicí. Jde o jádra běžných i aktivních galaxií resp. o kvasary. To znamená, že na celé obloze by družice zaznamenala na 70 milionů těchto objektů. Přitom některé diskrétní rentgenové zdroje nemají dosud žádné optické protějšky, takže možná jde o extrémně staré kvasary ve vzdálenosti přes 4 Gpc.
R. Williams aj. shrnuli motivaci a výsledky jedinečného projektu HDF, jímž je studium dvou vybraných hlubokých polí na severní a jižní obloze. Vše začalo ve druhé polovině prosince 1995, kdy byl R. Williams šéfem Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore a použil celé ředitelské rezervy pozorovacího času HST pro riskantní projekt snímkování severního pole HDF-N v UMa kamerou WFPC2 po dobu 10 dnů (úhrnem čistých 100 h expozic). Tehdy se docílilo rekordních mezných hvězdných velikostí HST ve 4 spektrálních pásmech ve viditelné oboru spektra a od té doby bylo pole studováno dlouhými expozicemi a s maximálním možným rozlišením i citlivostí v širokém rozsahu vlnových délek elektromagnetické záření od pásma rentgenového (družice Chandra v projektu CDF) až po centimetrové radiové vlny. Úspěch této nejhlubší sondy do minulosti vesmíru podnítil komplexní výzkum jižního pole HDF-S v souhvězdí Tukana v galaktické šířce -49° v říjnu 1998, kdy už byly do přehlídky zapojeny nové přístroje NICMOS a STIS. Velkou předností projektu se stala rovněž okolnost, že všechna měření byla mimořádně brzo uvolněna pro veřejnou potřebu, a slouží tak doslova jako zlatý důl pro výzkum velmi vzdáleného vesmíru.
J. Cohenová aj. využili spektrografu LRIS u Keckova teleskopu k pořízení 671 spekter slabých galaxií do R = 24 mag v hlubokém poli HDF-N. Pro průměrnou magnitudu galaxií 23,8 vychází průměrný z =1,2 a odtud lze odvodit hlavní kosmologické parametry H_o = 60 km/s/Mpc; Omega_m = cca. 0,3 a Lambda = 0. Z červených posuvů lze vypozorovat prostorové seskupování galaxií do oddělených hnízd. N. Yahata aj. získali jasnosti a spektra 335 slabých galaxií v poli HDF-S pomocí HST NICMOS, přičemž mezné hvězdné velikosti v integrálním a infračerveném oboru se pohybovaly mezi 28,7 a 26,5 mag. V tomto souboru bylo 21 galaxií se z > 5 a 8 galaxií se z > 10. J. Gardner aj. zopakovali snímek části pole HDF-S pomocí nové kamery STIS, jež má zorné pole jen 50arcsec x 50arcsec resp. 25arcsec x 25arcsec v ultrafialovém pásmu, ale zato vyšší citlivost než původně užitá kamera WFPC2, takže dosáhli mezné hvězdné velikosti 29,4 mag. S. Christiani a V. d'Odorico též využili jasného kvasaru J2233-606 B = 17,5 mag se z = 2,2 k "zadnímu osvětlení bližší scény" v poli HDF-S. S. Cristiani aj. pořídili pomocí spektrografu FORS1 u VLT spektra 30 objektů, nalezených na snímcích HDF-S a CDF-S, jejichž červená jasnost se pohybovala meze 24 a 25 mag. Určili tak červené posuvy pro 8 galaxií v rozmezí 2,75 < z < 4,0 a pro páry rentgenových galaxií z = 3,11 resp. 3,93, což značí projektovanou vzdálenost uvnitř párů 8,7 a 3,1 Mpc.
Naproti tomu D. Stern aj. a H. Chen aj. oznámili, že galaxie 123627+621755 s jasností R = 27,3, která podle fotometrických odhadů měla mít rekordní červený posuv vůbec (z = 6,68), má podle měření aparaturou STIS naprosto neodpovídající spektrum a její skutečný červený posuv dosahuje v nejlepším případě z = 1,5. Pole HDF-N bylo též proměřováno pomocí družice ISO, anténou VLA, radiovou soustavou WSRT ve Westerborku a submilimetrovými radioteleskopy. Tak se podařilo zjistit, že radiové záření pochází jednak od opticky poměrně jasných galaxií s prostředními červenými posuvy a jednak od mimořádně slabých galaxií > 25 mag.
R. Méndez a D. Minniti zkoumali povahu slabých modrých objektů, jež byly nalezeny na obou hlubokých snímcích HST (HDF-N a -S) a zjistili, že jde o velmi staré bílé trpaslíky galaktického hala, vzdálené od Slunce nanejvýš 2 kpc. Pak je v těchto tělesech soustředěna až polovina skryté hmoty v Galaxii. Porovnáním snímků severního a jižního pole zjistili S. Caertano aj., že pro červený posuv z = 2,7 mají jižní galaxie tempo tvorby hvězd 1,9krát vyšší než galaxie v severním poli, ale pro z = 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 vývoje galaxií, které však odmítá považovat za vesmírné ostrovy, jelikož galaxie velmi silně interagují se svým okolím. Ukázal to v práci, kde samotnou galaxii reprezentovalo 120 tisíc hmotných bodů, z nichž 42 tisíc představovalo galaktický disk a 78 tisíc galaktické halo. Pro průvodce této galaxie pak vybral tři "soustavy" postupně zastoupené 42, 12 a 4,2 tisíci bodů.
Galaxie s aktivním jádrem Mrk 501 (z = 0,034) prodělala dle H. Krawczynského aj. během r. 1997 několik silných výbuchů, jež byly sledovány v pásmu záření gama s energiemi řádu TeV aparaturou HEGRA a dále rentgenovou družicí RXTE. Obojí světelné křivky spolu dobře souhlasily a svědčí ve prospěch synchrotronového původu záření. Tatáž vzplanutí nalezli M. Amenomori aj. v záznamech tibetské aparatury mezi únorem a srpnem 1997, když v červnu dosáhla relativní jasnost zdroje v pásmu 0,1 -- 10 TeV hodnoty až 10 Krabů. D. Petry aj. uvádějí, že dvacetinásobné zvýšení toku v pásmu TeV v téže době zaznamenali i aparaturou EGRET na družici Compton, což je v tomto pásmu nový rekord pro kterýkoliv objekt. Podle R. Sambruny aj. kolem maxima světelné křivky v pásmu gama a rentgenovém navzájem dobře souhlasily, když synchrotronové maximum bylo posunuto k energiím nad 50 keV. F. Rieger a K. Mannheim tvrdí, že se v centru galaxie nalézá dvojitá supermasivní černá díra s oběžnou periodou řádu 10 let, hmotnostmi složek 100 a 20 MM_o a jejich vzájemnou vzdáleností 300 Gkm.
Krátkodobé variace jasnosti s amplitudou 5:1 na stupnici dnů byly pozorovány u galaxie Mrk 421 v lednu 2000 aparaturou CAT pro fotony gama o energiích kolem 250 GeV. Na přelomu dubna a května 2000 zjistil Čerenkovovův teleskop Whipplovy observatoře její další zjasnění v pásmu TeV až na více než desetinásobek klidové hodnoty, tj. až na 4,7 Kraba. Obě aktivní galaxie však přesto mohou urychlovat protony až na energie 10 EeV v oblastech o průměru do 10^11 km, pokud se tam vyskytují magnetická pole o indukci do 10 mT, neboť energie takových polí je pak větší než kinetická energie takto urychlených protonů. Třetí aktivní galaxií v pásmu fotonů TeV se podle J. Něšpora aj. stal objekt 3C-66A, jehož zářivý výkon nad hranicí 0,1 TeV činí 10^39 W. Zato sledování 9 blazarů v letech 1997-99 pomocí detektoru HEGRA v pásmu nad 750 GeV nepřineslo podle F. Aharoniana aj. žádný úspěch.
Družice Chandra zobrazila radiové skvrny u kvasaru 3C-295 s červeným posuvem z = 0,46 ve vzdálenosti 2,6 Gpc v rentgenovém oboru spektra. Podle D. Harrise aj. to znamená, že jde o mimořádně horké plazma. N. Morgan aj. zjistili, že objekt CTQ8390 je pravý binární radiově tichý kvasar se vzájemnou úhlovou vzdáleností složek 2,1arcsec (projekcí lineární vzdálenosti minimálně 8,3 kpc), shodnými červenými posuvy z = 2,24 a rozdílem jasností složek 2,5 mag. V blízkosti jejich obrazů totiž nenalezli žádnou mezilehlou gravitační čočku. Šťastnou shodou okolností se D. Schneiderovi aj. podařilo objevit další pár kvasarů SDSS J1439-0034 (Vir; z = 4,25) s úhlovou vzdáleností složek 33arcsec (projekce lineární vzdálenosti minimálně 210 kpc a pravděpodobně kolem 950 kpc). V takto vzdálené minulosti vesmíru asi vznikaly kvasary v celých houfech, ale jen málokterý se dochoval.
E. Valtaoja aj. analyzovali dlouholetou světelnou křivku kvasaru OJ 287 (0851+202; Cnc) se z = 0,31, o němž je známo, že obsahuje pár supermasivních černých děr, obíhajících kolem těžiště v periodě 12 let po výstředných drahách, takže sekundární černá díra občas prochází akrečním diskem primární černé díry. Z těchto pozorování vyplývá, že můžeme očekávat další optické zjasnění objektů koncem září r. 2006. Poslední pozorované optické zjasnění se totiž podle T. Pursima aj. odehrálo v listopadu 1994 a znovu v prosinci 1995. H. Marshall aj. se pokusili objasnit existenci známého jednostranného výtrysku u nejbližšího kvasaru 3C-273 jako koloběh látky, která nejprve padá směrem k centrální černé díře, avšak je odtud zpětně vyvržena a 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 družicí Chandra. Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 4.10^37 W.
X. Fan aj. využili rozbíhající se přehlídky SDSS k vyhledávání kvasarů s velkým červeným posuvem v poli o ploše 250 čtverečních stupňů. Odhalili tak celkem 22 nových kvasarů, z nichž 5 má z > 4,6; z toho jeden z = 5,0. Jejich absolutní bolometrické magnitudy pokrývají interval -26,1 -- -28,8 mag. Spojeným úsilím observatoří na Mt. Palomaru, Kitt Peaku a Mauna Kea byl nalezen kvasar RD J0301+0020 (Cet) s rekordním z = 5,5. Podle D. Sterna aj. je vidět pouze v infračerveném oboru a má I = 23,8 mag, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti -22,7 mag. Pozorujeme tedy objekt z doby, kdy byl vesmír starý jen 1 miliardu roků. Ještě téhož roku byl však tento rekord překoná kvasarem J1044-0125 (Sex), jenž má dle X. Fana aj. I = 21,8 mag a absolutní hvězdnou velikost -27,2 mag. Jeho červený posud totiž činí z = 5,8 a jasnost odpovídá černé díře o hmotnosti 3 GM_o. Jak uvádějí W. Zheng aj, bylo během posledního desetiletí objeveno již na 200 kvasarů s červeným posuvem z > 4.
J. Dennett-Thorpe a A. de Bruyn objevili kvasar J1819+3845, který jeví rekordní krátkodobou proměnnost v poměru 3:1 během několika hodin na frekvenci 5 GHz. Autoři se domnívají, že tyto změny způsobuje interstelární scintilace radiových vln ve vzdálenostech do několika desítek parseků od Země, tj. že úhlový rozměr kvasaru nepřesahuje 32 obloukových mikrovteřin. Je to už druhý případ krátkodobé výrazné proměnnosti kvasaru, takže je pravděpodobné, že interstelární scintilace spíše než skutečné variace intenzity záření kvasarů jsou příčinou krátkodobých výkyvů jejich radiové jasnosti.
C. Impey a C. Petryová našli v poli HDF-N celkem 12 vesměs radiově tichých kvasarů. Poznamenávají, že A. Sandage si již r. 1965 všiml, že většina kvasarů radiově nehlučí, resp. že poměr jejich optické a radiové intenzity přesahuje 5 řádů. Ze současných přehlídek navíc vyplývá, že zastoupení radiově hlučných kvasarů pro absolutní hvězdné velikosti (-22,5 -- -25) mag klesá s rostoucím červeným posuvem. Není proto nijak zjevné, proč vlastně některé kvasary radiově hlučí a je paradoxní, že právě radiové přehlídky oblohy přispěly k historickému objevu tohoto typu kosmických objektů. Podle A. Laora souvisí radiová hlučnost kvasaru jednoznačně s hmotností centrální supermasivní černé díry, tj. hlučné jsou všechny kvasary, pro něž je tato hmotnost větší než 1 GM_o, zatímco nehlučí žádný kvasar s hmotností pod 0,3 GM_o.
M. a P. Véronovi uveřejnili již 9. generální katalog kvasarů s uzávěrkou v březnu 2000. 1. katalog kvasarů vyšel v r. 1971 a obsahoval 200 objektů; předposlední 8. katalog z r. 1998 měl 11358 kvasarů, 357 blazarů a 3334 AGN, zatímco poslední katalog obsahuje 13214 kvasarů, 462 blazarů a 4428 AGN.
A. Alonsová-Herrerová aj. prozkoumali pár interagujících galaxií Arp 299, jež byly objeveny při infračervených přehlídkách a patří mezi nejbližší interagující galaxie typu ULIG (ultra-luminous infrared galaxies), neboť jsou od nás vzdáleny jen 42 Mpc a jejich infračervená svítivost dosahuje 5.10^11 L_o. V tomto uskupení našli velmi hmotné hvězdy o stáří pouhých 4 milionů let, leč také 19 oblastí H II a přes 20 starších hvězdokup. Poslední epocha překotné tvorby hvězd začala asi před 15 miliony let. ULIG byly poprvé popsány v r. 1972 a soustavně objevovány družicí IRAS v r. 1983. Dnes se zdá, že jsou ve vesmíru stejně četné jako kvasary. E. Egami aj. se zabývali povahou objektu APM 08279+5255, objeveného r. 1998 jako kvasar se 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 asi o dva řády zesílen efektem mezilehlé gravitační čočky se z = cca. 3. Infračervené snímky Keckovým teleskopem ukázaly, že čočkou je masivní galaxie, takže parametry kvasaru přestaly být nepochopitelně vysoké, když infračervená svítivost kvasaru dosahuje pouze 1.10^13 L_o a bolometrický zářivý výkon činí 5.10^13 L_o.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 09. marca 2002