99,97% koncentrát temné hmoty se jmenuje Segue 1  
O téměř 100 000 světelných let k jádru naší Galaxie blíž než je volným okem viditelné Velké Magellanovo mračno, se nachází trpasličí galaxie Segue 1. Je tak nenápadná, že astronomové ji objevili teprve před pěti lety. Naměřené rozdíly v rychlosti pohybu hvězd ale naznačují, že jde o oblast s největším doposud známým zastoupením temné hmoty.

 

Zvětšit obrázek
V této části oblohy je dobře maskována trpasličí galaxie Segue 1. Ty jasné hvězdy k ní nepatří. Kredit: Marla Geha

Naše Mléčná dráha je po galaxii M31 v Andromedě tou druhou největší v lokální skupině galaxií. A tak není divu, že k sobě gravitačně váže několik malých, takzvaných trpasličích galaxií, které ji obíhají jako satelity. K devíti už dávněji známým, k nimž patří i Magellanova mračna, přidal Sloanův digitální průzkum oblohy (Sloan Digital Sky Survey) dalších 11. Kompletní seznam všech 20 galaktických průvodců a mapa ve volitelné škále.

 

Již před čtyřmi lety dvojice astronomů – Josua D. Simion z Carnegie Institution of Washington a Marla Geha(ová) z Yale University zveřejnili článek s výsledky měření rychlostí pohybu hvězd v osmi čerstvě objevených, velmi slabě zářících trpasličích galaxiích. Analýzy posuvu spektrálních čar odhalily anomálie v jejich kinematice, které lze nejlépe vysvětlit zvýšenou koncentrací temné hmoty, více než tisíc násobně převyšující veškerou viditelnou hmotu. A to je mnohem větší nepoměr, než pozorujeme v naší Mléčné dráze, v níž má temná hmota 95% zastoupení.

Zvětšit obrázek
Observatoř W. M Kecka byla vybudována ve výšce 4 145 metrů na hřebenu nejvyšší havajské sopky Mauna Kea. Je druhou největší observatoří na světě. Vpravo je pohled na voštinové primární zrcadlo jednoho z dvojčat – teleskopu Keck II. Zrcadlo s průměrem 10 metrů se skládá z 36 šestiúhelníkových segmentů ovládaných počítačem. Kredit a další snímky: W. M. Keck Observatory

 

Není to však až tak absurdní představa, jak by se na první pohled mohlo jevit. Struktura naší Galaxie, rozložení viditelné hmoty v ní a měření oběžných rychlostí hvězd vedly k představě, že směrem k vnějším oblastem se poměr temná/viditelná hmota zvyšuje a ta temná pak Galaxii obklopuje v podobě halo, které sahá až do vzdálenosti 300 000 světelných let od galaktického středu. A i když satelitní trpasličí galaxie řadíme do lokální skupiny galaxií, několik z nich se nachází uvnitř tohoto „našeho“ temmnohmotného halo.

 

Ještě jedna věc je pro tyto galaktické trpaslíky, stejně jako pro pozorované kulové hvězdokupy (mezi oběma typy seskupení není ostrá hranice a někteří astronomové by je asi celkem oprávněně naházeli do stejného šuplíku) typická – jejich hvězdy patří mezi ty nejstarší, které vznikly z první protohvězdné hmoty a tak v porovnání s mladší hvězdnou generací v hlavním galaktickém disku mají výrazně menší zastoupení prvků těžších než jsou dvě základní hvězdné ingredience – vodík a helium. Všechny tyto těžší prvky astronomové nazývají „metals“ (samozřejmě nemusí jít o kovy, ale i např. argon, kyslík, uhlík…) a jejich poměrné zastoupení (vůči vodíku) metalicitou. Simion a Gehaová prokázali, že i hvězdy v objevených trpasličích kulových galaxiích mají nízkou metalicitu a tedy jde už o postarší, matně zářící „stars“.

Zvětšit obrázek
Přístroj DEIMOS, který je součástí teleskopu Keck II, umožňuje současně zaznamenat spektra mnoha velmi slabě zářících objektů. Díky němu mohli astronomové identifikovat hvězdy, které se pohybují spolu v jedné skupině. Kredit: Marla Geha

 

To platí i pro další v roce 2006 při Sloanově průzkumu oblohy objevenou trpasličí kulovou galaxii Segue 1. Na obloze se promítá do oblasti souhvězdí lva a je vzdálená od nás asi 75 tisíc světelných let. Jde o mrňavé, mdle zářící, na první i druhý pohled těžko rozeznatelné seskupení asi jednoho tisíce hvězd s velmi nízkou metalicitou. Na jejich složení se prvky těžší než je helium podílí 80x méně, než ve Slunci, z čehož vyplývá, že vznikly před více než 12 miliardami let. Ze sedmi vybraných hvězd minigalaxie Segue 1 se u tří zjistilo až 2 500 násobně menší poměrné zastoupení atomů železa, než je ve Slunci. V galaktickém disku Mléčné dráhy jsou tak prastaré hvězdy mezi miliardami z mladší generace velkou vzácností.


Do teď převládalo přesvědčení – a mnozí astronomové se ho pravděpodobně ani nevzdali – že Segue 1 je jen hvězdokupou vytrženou slapovým působením naší Galaxie z nejbližší satelitní trpasličí eliptické galaxie Sagittarius (souhvězdí Střelce) obíhající ve vzdálenosti asi 70 000 světelných let od centra Mléčné dráhy. S tím ale Simion a Gehaová nesouhlasí. Jejich výzkum vedl k překvapivému závěru – zdá se, že tento malý galaktický Šmudla je vlastně největší dosud zjištěnou koncentrací temné hmoty v lokální skupině galaxií. V Segue 1 je jí prý 3 400 krát více, než je hmoty v asi tisícovce viditelných hvězd. Jak astronomové k takovému výsledku přišli? Nejdřív museli v příslušné části oblohy identifikovat hvězdy, které se pohybují společně a tvoří gravitačně propojenou skupinu. Pak měřili jejich rychlosti vzhledem k Mléčné dráze. Kdyby hmoty bylo přibližně tolik, kolik je ve viditelných hvězdách, pak by se všechny pohybovaly rychlostí 209 km/s. Jenže část z nich letí prostorem rychlostí „jenom“ 194 km/s a jiná část až 224 km/s. Rozdíl je samozřejmě způsoben rotací celého seskupení – u hvězd na straně pohybující se „k nám“, se jejich rotační rychlost odečítá a těm, co se vzdalují, se přičítá. Jenže právě toto otáčení je tak rychlé, že aby se při něm trpasličí galaxie udržela v kinetické rovnováze, tedy aby se nerozletěla do prostoru, nebo nezhroutila do těžiště soustavy, musí ji gravitačně vázat hmota téměř 600 tisíc Sluncí. Součet hmotností zářících hvězd je však 3 400krát menší. Zbytek připadá na temnou hmotu.

 

Tyto závěry dvojice vědců prezentovala již před dvěma lety, jenže narazila na nesouhlasnou kritiku svých kolegů (a konkurentů) z Cambridge University. Každý člověk, a vědec obzvlášť, se snaží prokázat, že se nemýlí. Vědecká polemika je pro obě strany poučná a motivující, pro vědu prospěšná, samozřejmě pokud se odehrává na poli odborných argumentů a „pravda“ se neprosazuje z pozice nadřazenosti, věku a postavení. Oba astronomové, aby prověřili a podpořili dalšími údaji svá tvrzení o „nejtemnější galaxii“, vrátili se k pozorování Segue 1 pomocí dalekohledu Keck II, jednoho z dvojice v podstatě identických teleskopů s desetimetrovými voštinovými primárními zrcadly. Článek s výsledky získanými ve spolupráci s dalšími deseti kolegy z amerických astronomických pracovišť vyšel koncem května v časopisu Astrophysical Journal a je přístupný v databáze arxiv.

Zvětšit obrázek
Když se ze snímku odstraní hvězdy, které do Segue 1 nepatří, zůstane obraz hluboké temnoty s nepatrnými tečkami slabých, velmi starých hvězd. Temná hmota v té černé „nicotě“ by vyvážila 580 000 Sluncí. Kredit: Marla Geha

 

Jak uvádí zpráva z Keckovy observatoře, do oblasti Segue 1 se zahleděl i Fermiho teleskop, pátrající po záblescích gama záření v naději, že v tak kompaktním seskupení temné hmoty, jakým by tato trpasličí kulová galaxie měla podle předpokladů být, se podaří zaregistrovat alespoň náznak vzájemných kolizí tajemných částic neviditelné matérie. Kdyby se mu to podařilo, čteme o tom na prvních stránkách novin. Jenže vše zůstává postaru - máme jen nepřímé gravitační indicie opírající se o měření. Podle Josua Simiona to není po téměř 30letém pátrání po podstatě temné hmoty ničím překvapivým a samozřejmě to není důkaz, že se s Gehaovou i dalšími kolegy mýlí. Právě naopak, je přesvědčen, že Segue 1 není tím největším temnohmotným „koncentrátem“ a další, na analýzu kinematiky kulových hvězdokup a trpasličích galaxií zaměřený průzkum odhalí jiné podobné oblasti.
Oponentům ale zůstává prostor pro polemiku v nemalé míře nejistoty při stanovování rozptylu rychlostí pohybu tak slabě zářících objektů v pozadí prozářené oblohy a určení jejich vzájemných gravitačních vazeb.


 

Video: Sloanův digitální průzkum oblohy, Sloan Digital Sky Survey (SDSS), je bezpochyby jedním z nejvýznamnějších současných astronomických projektů.

 


 

 

Zdroj: W. M. Keck Observatory news

Autor: Dagmar Gregorová
Datum: 09.08.2011 09:07
Tisk článku

Temná hmota - Šalev Aner
Knihy.ABZ.cz
 
 
cena původní: 279 Kč
cena: 239 Kč
Temná hmota
Šalev Aner
Oto Otépka
sponzor


Diskuze:

Temná hmota má samoregulaci hustoty?

Pavel Dudr,2011-08-15 22:09:35

Ppokud vím, tak temná hmota má velmi malou hustotu a ani v největších galaxiích ji vlastní gravitací nedokáže zvýšit. Ale jak je vidět, má zřejmě samoregulaci hustoty, protože tu má vždy přesně takovou, jaká je potřeba.

Odpovědět


Pavel Brož,2011-08-16 20:30:24

Takhle, trošku rozumím Vaší výtce, že temné hmoty v té trpasličí galaxii má být zrovna tolik, aby vysvětlila to, že ta galaxie (spíše hvězdokupa) drží pohromadě. Nicméně to už je osud temné hmoty - temná hmota byla právě proto zavedena, aby se s její pomocí dala vysvětlit kinetika hvězd a galaxií, která nebyla vysvětlitelná v rámci stávajících modelů.

Nicméně čemu už nerozumím, je Vaše argumentace tím, že temná hmota má malou hustotu a tudíž nemůže svou koncentraci zvýšit. To je jako někde vytesáno do nějaké Rosettské desky, kde máme uveden překlad definitivního znění přírodních zákonů? Autoři studie konfrontují hypotézu temné hmoty s konkrétním pozorováním. Pokud současné modely neumí vysvětlit experimentální pozorování (pokud se nezávisle potvrdí) této galaxie, tak by to znamenalo, že buď je třeba tyto modely zahodit, anebo bychom museli přijmout skutečnost, že temná hmota sice umí vysvětlit kinematiku velkých galaxií, ale neumí totéž pro trpasličí galaxie - pak je ale v sázce ten hlavní důvod, proč se hypotéza temné hmoty připustila, tj. aby vysvětlila tu kinematiku, pokud možno univerzálně.

Jako srovnatelný příklad lze vzít pozorování fluktuací v mikrovlnném záření. Předtím, než bylo skutečně provedeno, existovala plejáda i velmi exotických teorií o vzniku a velkoprostorové struktuře vesmíru, včetně teorie ekporytického vesmíru a teorie topologicky netriviálního vesmíru, který měl mít strukturu opakujících se mnohostěnů. Obě tyto teorie byly pohřbeny právě výsledky pozorování těch fluktuací.

A také jsme si ještě před ne tolika lety nepředstavovali, že se vesmír zrychleně rozpíná. Objev zrychleného rozpínání také pohřbil celou řady kosmologických modelů, bez ohledu na to, jak ve své době vypadaly samozřejmé.

Odpovědět

Richard Chadim,2011-08-12 03:09:46

Dobrý den, také myslím že mi chybí mechanismus mého vzniku, stále postrádám vysvětlení,ale také myslím že že jde o kandidáty exotičtější a zdaleka ne bezproblémové superhvězdných velikostí. Slovo mikročočkování a vaše názory se mi velice líbí.

Odpovědět

dotaz

Mr Magnifico,2011-08-11 10:25:56

Dobry den,
mohl bych mit takovou otazku, ktera se trochu vymika tomuto thematu?

Muze mi nekdo prosim objasnit, z jakeho duvodu cela vedecka obec bere rozpinani vesmiru za fakt, kteryzto se dokazuje temer vyhradne na rudem posuvu? Nemuze byt rudy posuv zpusoben napr. pruchodem svetla urcitou prumernou koncentraci elektronu, ktera je ve vesmiru namerena? Nekoliduje tato hypoteza s nezlomnym vysvetlenim rozpinani vesmiru?

snad se neptam moc hloupe, dekuji za odpoved

Odpovědět


Je to naopak velice zajímavá otázka

Pavel Brož,2011-08-11 23:00:46

Nemyslím si, že by ta otázka byla hloupá (navíc zastávám názor, že hloupé mohou být maximálně odpovědi), ale abych se přiznal, zatím jsem se nijak zvlášť nad Vámi zmíněnou variantou nezamýšlel. Jsem ale přesvědčen, že mnozí fyzici už ano a že tuto variantu vyloučili. Protože se zatím té odpovědi nikdo nechopil, tak se pokusím z placu říct pár důvodů, co mě momentálně napadají, proč by tomu nemělo být tak jak píšete. Neslibuji ale, že se nemůžu seknout.

Několik důvodů máte uvedených na stránce http://en.wikipedia.org/wiki/Redshift#Effects_due_to_physical_optics_or_radiative_transfer . Zhruba řečeno je tam uvedeno (v odstavci "Observations in astronomy"), že červený posuv (tradičně značený písmenem z) se pro daný zdroj jeví jakožto konstantní pro různé emisní a absorpční čáry pozorované ve spektru zdroje, přičemž rozmazání a rozšíření těchto čar je velice malé, v mezích daných tepelným neboli kinetickým pohybem zdroje.

Za sebe bych k tomu přidal těchto pár úvah. Pokud by tím mechanismem působícím červený posuv měl být rozptyl na volných nabitých částicích (tj. elektronech a protonech), tak tam lze argumentovat, že u vzdálených galaxií je červený posun natolik velký, že se jím ztrácí drtivá většina z původní energie fotonů. Největší červené posuvy pozorovaných galaxií se pohybují kolem hodnoty z=7 a více, čemuž odpovídá pokles energie fotonů na jednu osminu či méně.

Pokud by se fotony roztylovaly na nabitých částicích, jednalo by se o Thomsonův rozptyl (viz např. zde http://en.wikipedia.org/wiki/Thomson_scattering), event. o Comptonův rozptyl (viz zde http://en.wikipedia.org/wiki/Compton_scattering). Thomsonův rozptyl je ve skutečnosti jenom nízkoenergetickou limitou Comptonova rozptylu, kdy je možno srážky fotonů s nabitými částicemi uvažovat jako elastické, tj. kdy se mění jenom směr světla, nikoliv jeho energie - místo přesného Thomsonova rozptylu bychom tedy uvažovali o mnohonásobném skoro-Thomsonově (tj. skoro-elastickém) rozptylu.

No a nyní zde máme ten problém - pokud chceme fotonům odejmout většinu jejich energie pomocí mnohonásobného skoro-Thomsonova roztylu, tak by výsledný obraz byl silně difúzní, podobný pohledu skrze hustou mlhu. V průběhu opakovaných srážek by fotony ztrácely svůj původní směr, a spolu s postupným poklesem jejich energie na pouhý zlomek jejich energie původní by nevyhnutelně docházelo k většímu a většímu rozmazávání spektrálních čar - v případě velkých červených posuvů by tyto čáry byly už naprosto nepozorovatelné, protože by se rozpily po celé šíři viditelného světla - jenže to se nepozoruje.

Pokud by nešlo o velký počet skoro-elastických (tj. skoro-Thomsonových) rozptylů, ale o malý počet silně neelastických Comptonových roztylů (kdy se při každé srážce signifikantně mění energie fotonu), tak bychom měli zase jiný problém. Z formule pro změnu vlnové délky fotonu při Comptonově rozptylu (je uvedana na zmíněné stránce pro Comptonův rozptyl) plyne, že pokud chceme signifikantní změnu vlnové délky fotonu, musí být tato vlnová délka srovnatelná či menší než je Comptonova vlnová délka nabité částice, na níž roztyl probíhá. Comptonova vlnová délka elektronu je řádově stotisíckrát menší, než vlnová délka světla, a to je problém - v případě světla totiž Comptonův roztyl přechází velice přesně na ten Thomsonův, protože při každé srážce s elektronem světlo ztratí max. cca stotisícinu své energie. Aby mohly fotony ztratit většinu své energie v průběhu málo srážek v Comptonově roztylu, muselo by jít o vysokoenergetické fotony (typicky gama fotony), s energií cca stotisíckrát větší, než je energie viditelného světla. A navíc, problém difůzního charakteru světla ze vzdálených zdrojů by zde zůstal - pozorovat vzdálené bodové zdroje, jakými jsou vzdálené galaxie, by bylo naprosto vyloučené.

Jak jsem předeslal, jsou to jen úvahy vystřelené od boku, co mě momentálně napadly. Nepochybuji o tom, že kompetentnější hlavy tuto variantu prozkoumaly mnohem podrobněji, nicméně to rozmazání spektrálních čar plus difuzní charakter světla ze vzdálených zdrojů se asi nijak elegantně "odpárat" nedá, to bude asi ta největší slabina té myšlenky.

Odpovědět

Rozdíl mezi temnou hmotou a černou dírou

Petr Klika,2011-08-09 11:13:59

Dobrý den přeji, chtěl jsem se zeptat, proč nemůže být uvedené gravitační působení způsobeno vlivem černé díry (děr), která se také projevuje pouze gravitačním působením? Jaký je mezi těmito koncepty rozdíl? Děkuji za vysvětlení :) Petr Klika

Odpovědět


Pavel Brož,2011-08-09 15:37:25

Dobrý den, černé díry v podstatě patří mezi širší skupinu kandidátů na temnou hmotu - tím termínem širší skupina ale myslím to, že jde už o kandidáty exotičtější a zdaleka ne bezproblémové.

Pokud by se mělo jednat o spíše hvězdné černé díry, tak pak je poněkud problém vysvětlit jejich množství. Hvězdně velké černé díry by se projevovaly mikročočkováním v Naší Galaxii - mimochodem právě tímto způsobem se po nich pátralo, výsledkem tohoto pátrání ale je, že hvězdně velké černé díry nejsou v naší Galaxii přítomny ani zdaleka v potřebném množství.

Hypoteticky je možné uvažovat o velkém množství malých černých děr subhvězdných velikostí. Pak ale chybí mechanismus jejich vzniku, muselo by nejspíše jít o černé díry primordiální, tj. vzniklé už během velkého třesku. V rámci současných teorií ale pro tuto představu není místo.

V současné době se za nejvážnějšího kandidáta považuje nějaká (nějaké) částice interagující (kromě nezbytné gravitační interakce) s naší hmotou pouze slabou interakcí (podobně, jako neutrina, mimochodem, po objevu jejich nenulové klidové hmotnosti i ona byla jedním z vážných kandidátů) anebo dokonce částice, které neinteragují s naší hmotou ani slabou interakcí (tj. interagují jenom gravitačně).

Odpovědět




Pro přispívání do diskuze musíte být přihlášeni