PRACH VE SPIRÁLNÍCH GALAXIÍCH

Zde vám přinášíme nové obrázky pořízené dvojicí satelitních dalekohledů. Poskytují unikátní pohled na temný prach v galaxiích, využitím výhody vzácného kosmického zastiňování galaxií, aby se rozhodla debata o tom, kolik je prachu v galaxiích, kde se vyskytuje a jakou má hmotnost.

Astronomové William Keel a Raymond White III, z University of Alabama in Tuscaloosa, presentovali výsledky na Washingtonském setkání American Astronomical Society. S použitím dat z kosmického dalekohledu NASA - HST a evropské družice ESA - ISO (Infrared Space Observatory) poskytují nejpreciznější mapování prachových oblastí ve vzdálených galaxiích.

Množství prachu v typické galaxii a jeho efekt na to, co vidíme, bylo téma polemik od roku 1990, kdy ve svém článku Edwin Valentij odmítl dlouho trvající domněnku, že galaxie jsou průhledné. Valentij použil statistické záznamy z katalogu galaxií a vyslovil domněnku, že většina galaxií je vlastně neprůhledná. Následující statistické analýzy ukázaly, že takový závěr může být zkreslený výběrem galaxií použitých ke studii. Aby se vyhnuli takovéto dvojznačnosti, Keel a White využili přímější metody, zkoumajíc vyjímečné případy, kdy galaxie v popředí částečně zakrývá vzdálenější galaxii v pozadí. Když používali pozemské teleskopy, probraly tisíce galaktických párů, aby nalezli několik, které jsou dostatečně symetrické a viditelné pod správným úhlem, kdy pozorujeme jejich prach na pozadí průvodce. Nová data ze dvou observatoří na oběžné dráze poskytují pohledy na několik z vybraných objektů v nevídaných detailech.

Badatelé prezentovali obrázky pořízené Hubbleovým kosmickým dalekohledem (WFPC 2) dvou pozoruhodných párů galaxií, v obou případech se jedná o spirální galaxie v popředí před mlhovinnými eliptickými galaxiemi. Oba jsou příliš slabé na to, aby byly v NGC a byly poprvé zaznamenány v Arp-Madore (AM) katalogu jižní oblohy.

AM 1316-241 je vzdálená asi 400 miliónů světelných let (rudý posuv z = 0.033) a nachází se ve směru souhvězdí Hydry a AM 0500-620 je hluboko v jižním souhvězdí Dorado (Mečoun), vzdálená asi 350 miliónů světelných let (z = 0.028). Obrázky rozlišují struktury o velikosti 175-200 světelných let a zlepšily tak více než 10x rozlišení oproti nejlepším dřívějším snímkům.

"Letmým pohledem na tyto nápadné obrázky víme tolik, kolik bychom zjistili po letech strávených detailní analýzou a modelováním z dat získaných pozemskými dalekohledy," říká Keel. "Jsou tak zajímavé, protože na nich vidíme to, co jsme neočekávali, stejně tak i to, co jsme očekávali."

Ve skutečnosti astronomové viděli, to co očekávali, že totiž prach je seskupen v "chomáčcích" a rozmístěn podél spirálních ramen. "Protože je nejvíce absorbujícího prachu ve spirálních ramenech a současně odtud pochází nejvíce světla, vedly výsledky statistické studie ke špatné domněnce, že spirální ramena jsou neprůhledná," říká White. Tento fakt vyplýval z porovnání jejich dřívějších výsledků získaných přes různé filtry ve viditelném a infračerveném světle, ale ze Země byly vidět pouze největší prachové oblaky, tisíce světelných let velké. Technika využívání překrývání galaxií zabraňuje mnoha nejednoznačnostem, které se objevují při pokusech o změření obsahu prachu jednotlivých galaxií.

Nová data také odhalila překvapující skutečnosti. Ty nejvíce prachové skvrny, které ukazují snímky z HST nejsou moc tmavé, protože přinejmenším 20% modrého světla jimi prochází a dokonce ještě víc blízkého infračerveného záření. To vypadá jako porušení předpokladu založeného na bočním pozorování ramen naší Galaxie. Navíc, prachové spirální ramena neukazují tolik jemné struktury, kolik výzkumníci mohli předpokládat. Prachové skvrnky mají vesměs velikost okolo 500 světelných let, spíše než širší zastoupení velikostí, zmenšujících se až k rozlišovací možnosti obrázků, jak je předpokládáno zlomkovým modelem mezihvězdné hmoty. Dvě galaxie pozorované HST se také liší v šířce a struktuře prachu v spirálních ramenech, vzdor tomu, že se jedná o podobné typy.

Infračervená pozorování ISO doplňují skvělé snímky z HST, v jejich schopnosti nahlédnout dovnitř prachových oblastí při hledání stop hvězdných formací a měření úhrnného množství prachu, založeného na jeho vlastním záření ve vzdálené infračervené oblasti. Přístroje na ISO ukazují, že v prachových regionech mapovaných HST nejsou žádné významné hvězdné formace, s omezujícím limitem dosahu přístrojů.

Když známe množství prachu, který se nalézá v galaxiích, je to důležité v široké škále otázek v astrofyzice. Výsledky naznačují, že například prachové absorpce v galaxiích jsou nepravděpodobné při vysvětlení skutečnosti, že nevidíme mnoho kvasarů s vysokým rudým posuvem; více pravděpodobné je, že se díváme zpět do doby, kdy se formovaly. A nějaký nám bližší příklad? Rozhodl se spor o rovnováze energie vyzařované galaxiemi, jak emitovanou hvězdami, tak absorbovanou prachem a následně jsme měli mezery ve vědomostech, kde je prach situován a jaká je jeho poloha vzhledem k jasným a horkým hvězdám.

Keel a White vyznačili oblasti pro další práci v tomto oboru. Galaktické páry nám zprostředkovávají zprávu pouze o jejich vnějších oblastech, kde je jasnost pozadí nejvyšší, vnitřní galaktické oblasti, bohatší na těžší chemické prvky a asi i na prach, lze mnohem hůře zkoumat. Pozorování HST plánované na příští rok se bude dále zaměřovat na výzkum prachových oblastí pomocí nového přístroje NICMOS, to povede k dalším výsledkům v této oblasti výzkumu vesmíru. Rovněž jak postupuje analýza dat z ISO ve vzdálené infračervené oblasti, všude vidíme prachové komponenty galaxií; porozumění typickým prachovým zrnkům se také zlepšuje. Je to ten typ měření, které nám může prozradit celkové množství prachu, což je důležité k odhadnutí, kolik je ho dohromady na měřítcích velikostí, které rozeznal HST přímo.

Výzkum byl sponzorován NASA pomocí grantu STSI (Space Telescope Science Institute) a byl podporován účastí USA na ISO misi.

(Podle informací na Internetu z 9.1.1998 připravil LB)