Kvazistelární rádiové zdroje, čili kvasary fascinují pozemšťany od konce padesátých let. Z původně záhadných zdrojů rádiového záření, k nimž tehdy scházely objekty ve viditelném světle, se stala epická monstra z dávnověku vesmíru, která si příliš nezadají Tolkienovými balrogy. Gandalf by určitě měl respekt i z kvasarů. Dneska je vnímáme jako rozběsněná aktivní galaktická jádra, která k nám září z ohromných vzdáleností. Známe jich na 200 tisíc, většinu z nich díky Sloanově s digitální prohlídce oblohy. U nás doma se velkolepost kvasarů projevila i ve pozoruhodném pivu Kvasar, které sklízí četná uznání.
Od 80tých let víme, že se kvasary bývají poměrně společenské a vytvářejí ohromné vesmírné struktury Velkých skupin kvasarů (LQG, Large Quasar Group). Roger Clowes z University of Central Lancashire v anglickém Prestonu a jeho spolupracovníci analyzovali právě výše zmíněnou Sloanovu digitální prohlídku oblohy, tedy velmi rozsáhlou 3D mapu známého vesmíru. V jedné její části se jim podařilo objevit skupinu celkem 73 kvasarů, které dohromady vytvářejí strukturu, svými rozměry výrazně převyšující doposud známé podobné útvary. Odpovídá tomu i její pojmenování „Huge-LQG“.
Podle dřívějších výpočtů, založených na einsteinovské kosmologii, by velikost velké skupiny kvasarů, či jiného vesmírného útvaru, neměla přesáhnout přibližně 1,2 miliardy světelných let. Jenže, nově objevená Huge-LQG je gigantická, v nejdelším pozorovaném rozměru měří zhruba 4 miliardy světelných let.
Pro samotného Clowese je prý obtížné takovou strukturu vůbec pochopit a nemyslí si, že bychom ještě někdy v tomhle vesmíru našli něco výrazně většího. Na druhou stranu, vesmír je plný překvapení, takže by v tomhle ohledu naše soudy asi neměly být příliš definitivní. Pokud někde nedošlo k chybě, tak teoreticky nemožné kvasary Huge-LQD teď každopádně velmi opovážlivě vyzývají panující Kosmologický princip, podle něhož je vesmír ve velkých měřítkách homogenní a izotropní.
Astrofyzici jsou pochopitelně otřeseni, ale jistě se z toho brzy dostanou a přijmou Huge-LQD jako velikou výzvu. Nepochybně opět přijde řeč na stále kontroverzní a nesmírně zajímavý temný proud (Dark flow), tedy záhadný pohyb početných kup galaxií směrem k malému kousku oblohy v souhvězdí Kentaura. Subir Sarkar z Oxfordu to vidí tak, že bychom právě výzkumem těch největších struktur mohli pokročit v chápání vesmíru a vylepšit stávající kosmologické modely.
Úžasné je podle Sarkara to, že jsou to struktury v měřítku, v němž jsme vesmír zatím vnímali jako poměrně nudný. Bude samozřejmě nutné vypotit hodně astrofyzikální krve, protože kosmologický princip všem hodně zalezl hluboko pod kůži.
Prameny:
Royal Astronomical Society News 11.1. 2013, NewScientist 11.1. 2013, Wikipedia (Quasar, Large quasar group, Cosmological principle, Dark flow).
Vyřeší Problém posledního parseku vzájemně interagující temná hmota?
Autor: Stanislav Mihulka (25.07.2024)
Gravitační čočkování prozradilo gravitačního behemota
Autor: Stanislav Mihulka (30.03.2023)
První hvězdy vesmíru mohly být molochy s hmotností až 100 tisíc Sluncí
Autor: Stanislav Mihulka (03.02.2023)
Rychle rostoucí supermasivní černá díra "sežere" 1 Zemi za sekundu
Autor: Stanislav Mihulka (16.06.2022)
Vznikly zárodky supermasivních černých děr zhroucením hal temné hmoty?
Autor: Stanislav Mihulka (21.06.2021)
Diskuze:
Rudý posuv
Martin Plec,2013-01-15 12:05:28
Už dlouho mě zajímá, zda obvykle udávaný rudý posuv je dopplerovský nebo kosmologický. Tedy zda vypočítaná vzdálenost je skutečná ("proper") nebo konvenční. (Dle Wikipedie se totiž obvykle na rudý posuv nahlíží, "jako by" byl dopplerovský, což však může vést k zavádějícím výsledkům.)
Re:
Vít Výmola,2013-01-16 09:52:28
Já si myslím, že jde o totéž. Jinak než dopplerovsky se ten posuv pozorovat ani nedá. Pak ovšem jsou údaje o červeném posuvu vždy kombinací skutečného pohybu galaxie a rozpínání vesmíru. Důležité je, že ta druhá složka je výrazně (řádově) vyšší - přinejmenším na větších vzdálenostech.
Martin Plec,2013-01-16 12:45:21
Bohužel to není totéž. Spočítat rudý posuv za předpokladu, že se objekt od nás vzdaluje ve statickém vesmíru, je triviální. Přesně spočítat rudý posuv, pokud je objekt statický v rozpínajícím se vesmíru, je netriviální (dost složitá matematika). Do konce jsem se nedopočítal, ale dost pochybuji, že oba modely dávají stejné výsledky (tj. stejnou rychlost vzdalování v závislosti na pozorovaném spektrálním posunu).
Dle Wikipedie, se však vzdálenost objektů z rudého posunu počítá tak, jako kdyby se jednalo o dopplerovský posun (při započtení kosmologické konstanty). Zajímá mě proto, zda si je většina fyziků vědoma tohohle rozdílu, když provádějí své výpočty (např. odhad velikosti pozorovatelného vesmíru).
Je samozřejmě možné, že se mýlím a že dopplerovský i kosmologický model rudého posuvu dávají stejné výsledky, ale dost o tom pochybuji.
Barak Obava,2013-01-18 12:39:25
Myslím, že rychlost rozpínání prostoru nemá na velikost rudého posuvu žádný vliv, světlo se přeci ve statickém i rozpínajícím se prostoru pohybuje stále stejně rychle, jenom vzdálenost, kterou ve finále urazí, se v tom rozpínajícím se prostoru zvětšuje. Představte si situaci, že máte v prostoru dva objekty, které se vůči sobě nepohybují. Jsem přesvědčený, že jak ve statickém tak v rozpínajícím se prostoru v tomto případě dopplerův jev pozorovat nebudete.
Martin Plec,2013-01-19 11:01:36
Už selský rozum ukazuje, že rozpínání prostoru má na rudý posuv vliv. Velikost rudého posuvu se nejsnáze počítá z intervalu mezi dvěma vlnami. Zdroj záření vyprodukuje např. vrchol vlny a o chvíli později druhý. V případě, že se zdroj záření pohybuje směrem od nás (dopplerovský posun), tak později vyzářený druhý vrchol vlny k nám musí urazit o trochu větší vzdálenost, a o tak se oproti prvnímu vrcholu trochu opozdí. Pozorovaná frekvence je u vzdalujícího se zdroje tedy nižší než vyzařovaná.
U rudého posuvu způsobeného rozpínáním prostoru je to obdobné. Než se vyzáří druhý vrchol vlny, tak první vrchol k nám urazí jistou vzdálenost. Jenže mezi tím se prostor trochu roztáhne. Takže aby se druhý vrchol vlny dostal tam, co byl první, musí urazit o trochu větší vzdálenost. Za tu dobu se první vrchol posune dál, a než tam dorazí i druhý vrchol, prostor se opět trochu roztáhne. A tak dále. Na rozdíl od dopplerovského rudého posunu je "kosmologický" rudý posuv tím větší, čím dále je od nás zdroj záření.
Jak se určuje, že se jedná o skupinu?
Petr Kotek,2013-01-15 09:18:02
Zajímalo by mě, jakým způsobem se určuje, že se jedná o skupinu, která (asi gravitačně) drží pohromadě?
Myslím, že jedinou informací, která je k dispozici, je rychlost, s jakou se od nás jednotlivé kvazary vzdalují (a to ještě asi s nezanedbatelnou nepřesností).
Přitom ostatní dvě složky jejich vektoru rychlosti neznáme?
Re:
Vít Výmola,2013-01-15 10:00:07
Mám jenom poznámku k přesnosti určení rychlosti vzdalování. Tato rychlost se určuje spektroskopicky podle posunu absorpčních čar. To je velice, velice přesné měření, bez ohledu na vzdálenost nebo velikost zdroje.
Přesnost měření
Martin Plec,2013-01-15 11:58:29
Pokud se jedná o jasný objekt, tak věřím, že spektrální posun se dá změřit přesně. Ale pokud se jedná o slabounké objekty vzdálené miliardy let, kde sem tam přiletí nějaký foton, tak si tím tak jistý nejsem (ale nejsem odborník). Nehledě na to, že při měření rudého posunu třeba galaxie se měří kumulativní spektrum ohromného množství světelných zdrojů, kde každý svítí jinou barvou, jinou jasností a pohybuje se různou rychlostí (to poslední možná na měření tak velký vliv nemá). A navíc toto vše v neznámém poměru.
Věřím, že spektrální čáry jednoho prvku se dají změřit velice přesně, ale platí to i pro světelné spektrum celé vzdálené galaxie?
Roman Rodak,2013-01-15 17:33:32
Martin: pár prvkov sa vyskytuje univerzálne, verím tomu že čiary vodíka nameráte na každej hviezde v galaxii. farba hviezdy nijako neovplyvňuje polohu čiary konkrétneho prvku. naopak práve rýchlosť pohybu objektu tie čiary ovplyvní. ak by sme zmerali spektrum galaxie pri pohľade zboku (napr. Andromeda), tak ľavá polovica má oproti pravej spektrum jasne posunuté. čo som tak narýchlo našiel http://goo.gl/id6P1
Martin Plec,2013-01-15 19:01:22
Když si vyhledáte na Google obrázky se spektry galaxií, tak naprostá většina z nich je šum, kde je občas trochu potlačena nebo zesílena některá vlnová délka. Třeba tady:
http://cas.sdss.org/dr5/en/astro/images/spectrum.gif
nebo tady
http://www.jach.hawaii.edu/JCMT/publications/newsletter/n20/redshift.html
Určování, která čára je která, mi přijde (z laického pohledu) jako čiré hádání.
Re:
Vít Výmola,2013-01-16 09:48:17
Já jsem psal, že je to přesné, ne snadné. :)
Jako laik bych se v těch grafech taky nevyznal, ale věřím, že odborníci ano. Absorpční (případně i emisní) čáry se nachází na naprosto přesných a striktních vlnových délkách. Kdyby se měla napasovat pouze jedna, byl by to asi problém. Ale napasovat celou sadu čar jde jenom jedním způsobem.
Že jde u galaxií o jakýsi průměr z pohybů vlastních zdrojů uvnitř galaxie, je asi zřejmé.
Martin Plec,2013-01-16 12:58:06
Samozřejmě také věřím, že odborníci jsou v té změti čar schopni identifikovat ty správné. Ale šlo mi o to, že z různých výše zmíněných důvodů, a hlavně u slabých hodně vzdálených galaxií, bude asi obtížné určit, kde přesně má ta která emisní/absorbční čára vrchol. Takže tak "velmi velmi" přesné to měření vzdálenosti v těchto případech asi nebude. Je však otázka, zda ony diskutované kvazary jsou z tohoto hlediska už "hodně vzdálené". Asi by nám k tomu spíš měl něco říct nějaký praktik, aby to nebylo jen dohadování se dvou neznalých. (Pochopil jsem, že vy sám také v této oblasti nejste odborník.)
Martin Plec,2013-01-16 13:28:39
BTW, pokud vím, tak u blízkých galaxií jsou astronomové schopni mapovat i pohyb hvězd uvnitř galaxie, z čehož se pak mimo jiné odvozují asi i mapy rozložení temné hmoty. Tzn. u blízkých galaxií je měření spektrálního posuvu tak přesné, že se dá změřit i vzájemná rychlost hvězd. Což není divu, když obdobným způsobem dokáží astronomové hledat i exoplanety.
Docela by mě na toto téma zajímal nějaký populárně-odborný článek, kde by se popisovalo, co je dneska v oblasti spektroskopie vůbec možné. Třeba mě překvapuje, že jsme schopni změřit spektrální rozdíl mezi částí hvězdy rotující k nám a od nás, ale přitom jsme ještě nedokázali vyfotit kotouč ani žádné z blízkých hvězd (aspoň jsem nic takového dosud nenašel).
Re:
Vít Výmola,2013-01-16 13:41:26
Kotouč hvězdy se poprvé podařilo zobrazit u Betelgeuze (samozřejmě to byl HST).
Samozřejmě nejsem odborník na spektroskopii, to jste odhadl správně. S těmi vrcholy jsem to ovšem myslel takto: U jedné čáry si třeba nemusíme být jistí, který vrchol vybrat. Ale jestliže máme k dispozici dvě čáry, je třeba vybrat ten vrchol, při kterém je možné napasovat na jiný vrchol i tu druhou čáru. Těchto čar máme X (viz. ty obrázky) a mezi nimi jsou známé a přesné intervaly vlnových délek. Napasovat by se měly ideálně všechny, moc možností na špatné napasování pak nezbývá.
Betelgeuse
Martin Plec,2013-01-16 14:42:40
Máte pravdu, na Betelgeuse jsem zapomněl. Oproti tomuhle:
http://www.national-geographic.cz/detail/video-cerveny-obr-pred-explozi-pripomina-pulzujici-srdce-pred-infarktem-28287/?utm_source=sensaklub.cz&utm_medium=shifter?utm_source=sensaklub.cz&utm_medium=shifter
to tehdy byla dost mizerná fotka. Jenže pak jsem zjistil, že ta "ohnivá koule" je jen počítačová simulace, ne reálné fotky. :-/ Od té doby přibyly mnohem lepší fotky Betelgeuse pomocí infrared interferometrie. A i jiných podobně obřích hvězd (např. Chi Cygni). Ale ty jsem tehdy nenašel.
Diskuze je otevřená pouze 7dní od zvěřejnění příspěvku nebo na povolení redakce
