Zvětšit obrázek

Tmavý mrak Barnard 68 – snímek ve falešných barvách je složený z viditelného a blízkého infračerveného pozorování 8,2m VLT-ANTU (FORS1) v březnu 1999. Kredit: ESO

Astronomové měřili rozložení hmoty uvnitř klidného, temného vlákna v molekulárním mraku v úžasných detailech a ohromnou hloubkou.

Zvětšit obrázek

Tmavý mrak Barnard 68 – snímek ve falešných barvách je složený z viditelného (modrá), blízkého infračerveného (zelená) infračerveného (červená) pozorování 8,2m VLT-ANTU (FORS1) a 3,6m NTT (SOFI) v březnu 1999. Světla hvězd, které leží za mraky, jsou červená a jsou viditelná jen na nejdelších (infračervených) vlnových délkách. Kredit: ESO

 Měření je založeno na nové metodě, která se dívá na rozptýlené blízké infračervené (NIR) světlo neboli „záření mraků“ („cloudshine“). Bylo provedeno 3,6m altazimutálním dalekohledem s aktivní optikou NTT (New Technology Telescope) na Evropské jižní observatoři (ESO, La Silla, Chile). Ve spojení s 4m britským infračerveným a viditelným dalekohledem VISTA  (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy, Paranal, Chile) umožní astronomům nová technika lépe porozumět kolébkám hvězdných „novorozenců“.

Obrovské prostory mezi hvězdami jsou prostoupeny gigantickými komplexy chladného plynu a prachu, které jsou pro viditelné světlo neprůhledné. Přesto jsou to budoucí hvězdné „školky“.

„Rádi bychom znali detaily interiérů těchto temných mraků, abychom lépe pochopili, kde a kdy se nové hvězdy objeví,“ říká Mika Juvela (Observatory Tähtitorninmäki, University of Helsinki, Finsko), vedoucí autor článku, který byl publikován v Astronomy and Astrophysics („A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light - I. Comparison with extinction of background stars“). Spoluautory jsou Veli-Matti Pelkonen (Helsinki University Observatory), Paolo Padoan (University of California, San Diego, USA) a Kalevi Mattila (Helsinki University Observatory).

Prach v těchto mracích blokuje viditelné světlo, proto distribuce hmoty uvnitř mezihvězdných mraků může být zkoumána jen nepřímo. Jedna z metod je založena na měřeních světla, které k nám přichází z hvězd ležících za mraky.

Zvětšit obrázek

Globule v malém a tmavém mezihvězdném mraku DC303.8 14.2 ve vnitřní části Mléčné dráhy (souhvězdí Chameleona). VLT odhalil infračervené halo u rodící se hvězdy a jety vznikající při kolizi mladého objektu a obklopujícího mraku. Kredit: DSS/ ISAAC/VLT-ANTU (ESO)

Světlo hvězd procházejí mrakem je pohlceno a rozptýleno, což vede k tomu, že hvězdy v pozadí jsou červenější než ve skutečnosti.

Zvětšit obrázek

Trifid. Kredit: Jason Ware

Účinek je úměrný množství „zatemňujícího“ materiálu a je proto největší pro hvězdy, které se nacházejí za nejhustšími částmi mraku. Měření míry tohoto „zčervenání“ vede ke zmapování distribuce prachu v mezihvězdném mraku. Čím je jemnější síť hvězd v pozadí, tím detailnější tato mapa bude a lepší budou i informace o vnitřní struktuře mraku. A to je právě problém. Dokonce i malé mraky jsou tak neprůhledné, že lze v pozadí vidět jen velmi málo hvězd. A pouze velké dalekohledy a extrémně citlivé přístroje jsou schopny nalézt dostatečné množství hvězd.

Jednou z nejznámějších „děr do vesmíru“ je temná mlhovina známá jako Barnard 68 (B68). Vypadá jako kompaktní, neprůhledná a poměrně ostře ohraničená oblast na pozadí hustého hvězdného pole. Průměr B68 je pouhých 0,65 sv.l. a nachází se ve vzdálenosti asi 500 sv.l. v souhvězdí Hadonoše (Oph, Ophiuchus). B68 je pravděpodobně v počáteční fázi kolapsu a tmavé „Bokovy globule“ („Bok Globule“) jsou považovány za předchůdce protohvězd.

„Tato metoda, i když docela užitečná, je omezena skutečností, že úroveň získaných detailů závisí na rozložení hvězd v pozadí,“ říká Padoan.

Už v roce 2006 Padoan, Juvela a Pelkonen navrhovali, že jako další indikátor vnitřní struktury mezihvězdného mraku mohou být mapy rozptýleného světla.

Temné mraky jsou slabě osvětlovány blízkými hvězdami. Toto světlo je rozptylováno na prachových částicích, z nichž je mrak tvořen. Harvardští astronomové Alyssa Goodman a Jonathan Foster tento jev nazývají „záření mraků“ („cloudshine“). Tento efekt je dobře znám všem milovníkům noční oblohy – ve viditelném světle mohou pozorovat tzv. reflexní a emisní mlhoviny. Jedna z nejkrásnějších je Trifid v souhvězdí Střelce – na snímcích je červená emisní mlhovina obklopena modrou reflexní mlhovinou.

Zvětšit obrázek

Hvězdy a prach Jižní koruny (Corona Australis). Kredit: Adam Block, NOAO, AURA, NSF

Při pozorování v blízkém infračerveném záření můžeme nahlédnout mnohem hlouběji do mraku než ve viditelném světle a mapy rozptýleného světla mohou být používány i pro zjišťování hmotnosti materiálu uvnitř mraku.

Zvětšit obrázek

Rozsáhlé molekulární mračno NGC 3603. Vpravo nahoře – tmaví předchůdci protohvězd (Bokovy globule), uprostřed – hvězdokupa horkých modrých Wolf-Rayetových hvězd. Kredit: NASA/ HST/WFPC2

Pro otestování této metody a pro její první použití pro kvantitativní odhad distribuce hmoty uvnitř mraku astronomové použili pozorování v blízkém infračerveném záření vlákna v mraku v souhvězdí Jižní koruna (CrA, Corona Australis). Část tohoto souhvězdí u nás v létě vystupuje nad obzor. Pozorování se uskutečnila v srpnu 2006 infračerveným spektrometrem SOFI (Son of ISAAC) na dalekohledu NTT (New Technology Telescope, La Silla, Chile). Vlákno bylo pozorováno přibližně 21 hodin.

Molekulární mrak Corona Australis svým tvarem připomíná 45 sv.l. dlouhý doutník. Leží ve vzdálenosti asi 500 sv.l. a obsahuje ekvivalent asi 7000 Sluncí. Na obloze je temný mrak obklopen četnými, překrásnými reflexními mlhovinami.

Pozorování potvrzuje, že „rozptylovací“ metoda poskytuje stejně spolehlivé výsledky jako používání hvězd v pozadí a navíc může detailněji mapovat strukturu mraku.

„Nyní můžeme získat snímky s vysokých rozlišením a tak můžeme lépe studovat vnitřní strukturu a dynamiku mraků,“ říká Juvela. „Nejen, že úroveň detailů ve výsledné mapě již není závislá na rozložení hvězd v pozadí, ale tato nová metoda může být používána stále.“

Zvětšit obrázek

Britský dalekohled Vista (Chile). Kredit: VISTA

„Představená metoda a potvrzení její proveditelnosti umožňují rozšíření okruh studií mezihvězdného prostřední, vzniku hvězd uvnitř Mléčné dráhy a dokonce i v dalších galaxiích,“ říká Mattila.

Paolo Padoan (University of California, San Diego)

„Je to důležitý výsledek proto, že současnými a plánovanými blízkými infračervenými přístroji mohou být s vysokým rozlišením mapovány velké oblasti mraků,“ dodává Pelkonen. „Např. zorné pole blízké infračervené kamery VIRCAM na dalekohledu VISTA bude 100krát větší než SOFI na dalekohledu NTT. Ukáže se, že pro studium hvězdných školek bude naše metoda úžasně účinná.“

Zdroj: ESO   Arxiv