BAKALÁŘSKÁ PRÁCE SLUPKOVÉ GALAXIE JANA MÁZLOVÁ Errata ke kapitolám 2 a 3
Kapitola 2 Co to jsou slupkové galaxie? Kapitoly 2 a 3 z větší části vycházejí z textu diplomové práce Ivany Ebrové (2007).
2.1. Historie Píše se rok 1755. Immanuel Kant ve své knize, Všeobecné dějiny přírody a teorie nebes, předkládá světu myšlenku, že mlhoviny pozorované na noční obloze, nejsou pouhými obláčky plynu, ale že obsahují hvězdy a tvoří galaxie. Skoro o sto let později si amatérský astronom v Irsku postavil dalekohled, kterému se díky jeho velikosti, začalo říkat „Monstrum v Parsonově městě“ a jeho autorem byl William Parsons. Tímto dalekohledem, jehož průměr byl 180 cm, zjistil, že některé mlhoviny mají spirální tvar. A od myšlenky Immanuela Kanta, pak nebylo daleko k myšlence, že naše Galaxie je pouze jedna z mnoha dalších, které tvoří samotný vesmír. Vše to ale zatím byly pouhé teorie a chyběly důkazy. Onen pomyslný zlom přišel v roce 1924, kdy Edwin Powell Hubble nashromáždil dostatek dat a objasnil, že některé z oněch pozorovaných mlhovin jsou opravdu jiné galaxie. Rok na to tento americký astronom zavedl klasifikaci galaxií. Díky této klasifikaci jsou galaxie rozděleny do několika kategorií podle tvaru samotné galaxie. Rozlišujeme tak galaxie eliptické, spirální, spirální s příčkou a nepravidelné. Každá tato skupina se dělí ještě na několik podskupin určených specifičtějšími znaky. Pokud jde o skupinu nepravidelných galaxií, zde se zařazují všechny ty galaxie, které nelze přisoudit zbylým třem skupinám. Musíme však myslet na to, že každá galaxie, stejně jako člověk, je svým způsobem jedinečná a neopakovatelná. A každá klasifikace nám pouze pomůže seřadit galaxie do skupin podobných objektů. O slupkových galaxiích se v té době však ještě nevědělo. První zmínku nalézáme až v katalogu Atlas of Peculiar Galaxies, jehož autorem byl Halton Arp (1966). Tento pán také jako první použil při označení těchto struktur slovo „slupky“. Jeho katalog vznikl v roce 1966 a obsahuje fotografie 338 nejbližších galaxií, které jsou něčím neobvyklé a nelze je zařadit mezi běžné typy galaxií. Slupkové galaxie zde konkrétně nalezneme pod označením „soustředné kruhy“, do této skupiny patří objekty Arp 227 až Arp 231, také se k nim řadí objekt Arp 223. Na obrázku 2.2 se nacházejí zmíněné galaxie. Arpův katalog však není jediným katalogem, kde jsou popsány slupkové galaxie. Zmínku o nich můžeme také nalézt v katalogu A Catalogue of elliptical galaxies with shell (1983), jehož autory jsou Malin a Carter. Tito dva pánové se zaměřili na 137 galaxií, které projevovaly známky slupek. Jednalo se o galaxie, jak izolované, tak o galaxie, které byly členy blízkých kup.
Z počátku to možná byl pouze Arp, kterého zaujaly zvláštní útvary okolo galaxií, časem se však slupkové galaxie dostaly do středu pozornosti i jiným astronomům. Odborné články postupně zaplňovaly vědecké žurnály. Pozornost se zaměřila na rádiový zdroj a vznikala CCD fotometrie. Zkoumání a sbírání poznatků o slupkových galaxiích nebylo krátkodobou záležitostí a podílel se na tom nejeden astronom. Při každém dalším vědeckém článku a objevení nové slupkové galaxie se však znalosti posouvaly o kousek dál.
2.2. Výskyt Určení typu galaxie, kde se slupky vyskytují, nebylo vůbec jednoduché. Předpoklad nebo spíš myšlenka, že by byly slupky vázaný pouze k určitým galaxiím, stála velice brzy na nejistých základech. Z počátku byly hlavními kandidáty na nalezení slupkových struktur galaxie typu E, E0 a S0. Bylo to díky tomu, že většina galaxií v minulosti označených za slupkové galaxie, byla právě tohoto typu. Postupem času, se však ony slabé mlhavé slupky, někdy označovány jako "vlny", začaly vyskytovat i u jiných typů galaxií. Jako příklad nám může posloužit galaxie NGC 3310, která je podle Hubbleovy klasifikace definována jako typ Sbc. Když pomineme tady tyto výjimky, většina slupkových galaxií je raného typu. Raný typ je běžné označení galaxií E, E/S0 a S0 Hubbleovy klasifikace. Hubble původně věřil, že spirální galaxie se v průběhu času vyvinuly roztočením z eliptických galaxií. A i když toto už delší dobu neplatí, v astronomickém žargonu se zachovaly pojmy jako raný a pozdní typ galaxií, což souvisí s tím, zda se galaxie vyskytuje vlevo či vpravo na diagramu. Neméně důležitou informací při zkoumání výskytu slupek je jejich závislost na prostředí. Vyskytují se slupky více u izolovaných galaxií, jsou dané galaxie součástí kup anebo nezáleží na postavení galaxie ve vesmíru? Když se podíváme na galaxie z katalogu A Catalogue of elliptical galaxies with shell zjistíme, že zhruba 47% tvoří izolované galaxie. Převahu slupkových galaxií z řad izolovaných galaxií potvrzují také výsledky, kterých dosáhl Colbert a spol. (2001). Tento pán detekoval slupky u devíti z 22 izolovaných galaxií. A nebyl to pouze Colbert, jmenujme za všechny ještě například Schweizera (1988), který opět dospěl při svých pozorováních k podobným výsledkům. Nemůžeme však s naprostou jistotou říct, že zrovna izolované galaxie, jsou tím klíčem k nacházení slupkových struktur. Vše samozřejmě záleží na tom, jaké galaxie klasifikujeme jako slupkové galaxie a na naší schopnosti detekovat mnohdy slabé a nevýrazné slupky.
2.3 Vzhled Stejně, jako jsou vzhledově bohaté galaxie, tak i u slupek pozorujeme bohatou rozmanitost podob. Liší se nejen vzhledem, ale také je nacházíme v odlišných počtech okolo galaxií a jejich rozdělení není vždy stejné. Jsou všeobecně soustředné a jsou zcela odlišné od spirálních ramen. Slupky nikdy zcela neobklopovaly galaxii a všeobecně se myslelo, že jde o difúzní struktury. Ač se to někdy nezdá, galaxie mohou mít velké množství slupek, ale my je nemusíme zahlédnout díky nízké povrchové svítivosti ve větších vzdálenostech od jádra. Galaxie s bohatým systémem slupek jsou například NGC 3923 a NGC 5982, u kterých lze nalézt až třicet slupek. Ne u všech slupkových galaxií však máme takové štěstí. Převážně nacházíme systémy obsahující méně než čtyři slupky. Navíc, jak už bylo výše zmíněno, slupky jsou slabé struktury a jejich povrchová zářivost ve srovnání s hostitelskou galaxie, je velmi malá. Což značně komplikuje jejich pozorování a bývá proto velice obtížné stanovit typický počet slupek kolem galaxie.
Základním materiálem jsou převážně hvězdy. Samotné slupky jsou uskupovány do oblouků a můžeme je nacházet ve specifickém dvojitém kuželu vždy na opačných stranách galaxie. V opačném případě slupky obklopují galaxie téměř všude okolo. Wilkinson a spol. (1987) rozdělily slupkové galaxie do tří morfologických kategorií. •
Typ I (Cone) U tohoto typu se slupky vzájemně prokládají v poloměru, takže další vnější slupka je obvykle na opačné straně jádra. Slupky jsou dobře sladěny s hlavní osou a rozestup slupek roste s poloměrem. Ukázkou tohoto typu je galaxie NGC 3923, NGC 5982 a také NGC 7600.
•
Typ II (Randomly distributed arcs) Zde je systém slupek náhodně rozmístěný především okolo kruhových galaxií. Zástupcem je například NGC 474.
•
Typ III (Irregular) Systém slupek se skládá z více komplexních struktur, které lze klasifikovat.
S čím se můžeme velice často také setkat, u slupkových galaxií, je určování radiálního rozsahu slupkového systému. Jedná se o poměr vzdáleností nejvzdálenější slupky s nejbližší slupkou. Výsledné hodnoty získané tímto poměrem jsou různé. Pro Typ I může tento poměr dosáhnout i hodnoty šedesát. Tak velká hodnota však nebývá běžnou. Typický poměr je deset a méně. Když tyto výpočty prováděl Prieur (1988) vycházel mu poměr mezi 4 a 13. Jak už víme, slupky jsou někdy velice slabě zářící objekty rozmanitých tvarů. Přesto Dupraz a Combes (1986) uvádějí, že rozdělení slupek je spojeno s excentricitou samotné galaxie. V případě galaxií blízkých typu E0, nacházíme slupky náhodně rozmístěné okolo galaktického centra. Systém slupek nacházející se hlavně okolo hlavní osy zase na druhou stranu pozorujeme převážně u zploštělých galaxií.
2.4 Barva Jak už se ukázalo v předešlých kapitolách, většina prvotních předpokladů o slupkových galaxiích byla postupem času vyvrácena anebo se našla nějaké výjimka, která nebyla úplně v souladu s tímto předpokladem. Nejinak to bylo i s barvou slupek. Ze začátku se věřilo, že slupky se nám jeví modřejší než základ galaxie. Bylo však obtížné říct, nakolik tato teorie odráží skutečnou barvu slupek a nakolik je to dáno správcováním dat. Získat potřebná data z pouze pár procent zářivosti galaxie, bylo tehdy velmi náročné. Určitý pokrok v tomto směru přinesla broad-band optical a near-IR fotometrie Cartera a spol. (1988) a následně první CCD fotometrická pozorování Fortem a spol. (1986). Obě tyto pozorování potvrdila modřejší zbarvení slupek. Objevují se však také pozorování, která objevila jak zčervenalý, tak i nepatrně namodralý systém slupek. Projevuje se tady trend mezi červenějším centrem galaxie a jejími modřejšími periferiemi. U dvou galaxií NGC 474 a NGC 7600 byly zase vnitřní slupky detekovány červenější než ty vnější. A při jednom pozorování bylo dokonce zjištěno, že slupky jsou červenější než centrum galaxie. Sikkema a spol. (2007) to přisuzovali výskytu prachu v slupkových strukturách. Tohoto tématu se dotýká ještě mnoho dalších pozorování, jejichž výsledky se od sebe mnohdy různí.
2.5 Plyn a Prach Zkoumáním výskytu prachu ve slupkách se zabývali například Colbert a spol. (2001) nebo Sikkema a spol. (2007). Zjistili, že slupky obsahují více prachu v poměru ke hvězdám, než hlavní část galaxie. Díky tomu se také mohly některé slupky jevit červenější než centrum dané galaxie. Prach není jedinou složkou, kterou lze ve slupkách pozorovat. Když se zaměříme na plynnou složku, zjistíme, že množství neutrálního a ionizovaného plynu, které se nachází ve slupkových galaxiích je srovnatelné s obsahem plynu v ranějších typech galaxií. A můžeme zde pozorovat podobné posunutí obloukového zakřivení plynu jako například u Centaurus A. Rampazzo a spol. (2003) zase zkoumal kinematiku horkého plynu a zjistil, že ve většině případů se hvězdy a plyn objevují oddělené.
2.6. Rádiový zdroj Při detekci rádiového zdroje se opět astronomové potýkali s překážkami. U vzorku galaxií z Malin – Carterova katalogu byl detekován zdroj, který vyzařoval na 20 a 6 cm vlnové délky. Vlnová délka odpovídá rádiové oblasti spektra, a tudíž lze soudit, že by mohlo jít o možný rádiový zdroj. Při bližším zkoumání a zpracování dat, se nakonec zjistilo, že pouze dvě galaxie z daného vzorku obsahovaly zřejmý rádiový zdroj.
Kapitola 3 Vznik slupek Znalosti týkající se slupkových galaxií se postupně zdokonalovaly a s tím přicházela i otázka, co je příčinou jejich vzniku. Odpověď na tuto otázku nebyla jen jedna, ale hned několik. Některé teorie bohužel neuspěly, jiné zůstaly aktuální až do dnešní doby. Jedna teorie brala slupky jako známku splynutí dvou galaxií, jiná zase předpokládala silný výron plynného materiálu z aktivního jádra. Jedna z prvních teorií byla vyslovena Fabianem v roce 1980. Tento pán předpokládal, že slupky jsou formovány galaktickým větrem. Mnoho teorií postupně vznikalo a zase upadalo do zapomnění. Nakonec však zůstaly dva možné scénáře původu slupek, o kterých se neustále debatuje. Jsou jimi Srážkový model a Model slabé interakce.
3.1. Srážkový model Když astronomové pozorovali slupkové galaxie, zjistili, že se barvené indexy, samotné galaxie a slupek okolo ní, neshodují, a dospěli k závěru, že galaxie a slupky nemohou vznikat zároveň. Už v článku Alara Toomreho a Juriho Toomreho z roku 1972 nacházíme zmínky o úžasných filamentárních strukturách, které by mohly být výsledkem blízkého setkání dvou rozdílných galaxií. Schweizer (1988) poprvé tuhle hypotézu navrhuje pro galaxii NGC 1316, kde lze vidět různé struktury ukazující na nedávné splynutí galaxií. Jeho představa byla jednoduchá. Pokud se protnou dráhy dvou galaxií přibližně stejné velikosti, začne jedna z nich padat volným pádem do centra té druhé. Během jejich setkání dojde k narušení gravitačního pole obou galaxií. V důsledku toho se diskem mateřské galaxie začnou šířit hustotní vlny a
postupně ve vnějších částech galaxie vznikají útvary podobné slupkám. Slupky jsou tedy hustotní vlny utvářené hvězdami cizí galaxie.
3.1.1. Fáze balení Jak už bylo zmíněno, slupky jsou převážně tvořeny hvězdami druhé galaxie. Jak k tomu teda dojde? Když se k sobě galaxie dostatečně přiblíží, aby došlo k narušení jejich gravitačních polí, menší galaxie se rozdělí a její hvězdy začnou oscilovat v potenciálním poli větší galaxie. V některých místech dochází k jejich zpomalení, začnou se tam hromadit a to vede k vytváření struktur podobných obloukům. Při uspořádání slupek okolo mateřské galaxie, rozlišujeme, zda měla mateřská galaxie zploštělý nebo protáhlý tvar. O vysvětlení rozdílů u těchto dvou případů se pokusili Dupraz a Combes (1986). Pokud se potkají na radiální či jí blízké trajektorií dvě galaxie a primární složka je protáhla, začne se sekundární galaxie pohybovat kyvadlově podél hlavní osy primární galaxie. V případě že úhel dopadu byl menší než 60° bude systém slupek sladěný s hlavní osou primární galaxie. V druhém případě, kdy má primární galaxie zploštělý tvar, dochází k pádu svisle ve směru osy symetrie. Nenacházíme zde žádnou privilegovanou hlavní osu a systém slupek zde tedy nejeví žádnou symetrii. Slupky jsou zde náhodně rozprostřeny okolo centra primární galaxie. A pokud je úhel dopadu menší než 30° dochází k uspořádání slupek podle vedlejší osy. Vysvětlení těchto dvou pánu bylo však vyvráceno Hernqistem a Quinnem (1989), kteří provedli své vlastní simulace a přišli s tím, že dvě primární galaxie, jedna protáhla a druhá zploštělá, při srážce se sekundární galaxií, mohou mít stejně vnější slupky, pokud jejich potenciál bude v každém případě sférický.
3.2 Model slabé interakce Model Slabé interakce neboli WIM představili jako alternativu k Merger modelu Thomson a Wright (1990). Podle nich, když dojde k setkání dvou galaxií na parabolické dráze a slabé interakci mezi nimi, tak v tlustém disku tvořeném populací chladných dynamických hvězd vznikají hustotní vlny, které můžeme později pozorovat jako slupky. Důležitým faktorem pro model slabé interakce je přítomnost tlustého disku s chladnými hvězdami. Když se však podíváme na eliptické galaxie, jsou to systémy převážně definované jako horké. Takže hlavním problémem tohoto modelu je nutnost zavést hypotetický tlustý disk s populací chladných hvězd, který několika málo procenty přispívá k celkové hmotě galaxie. Thomson a kolektiv poznamenali, že tlustý disk muže být přítomen v mnoha eliptických galaxiích, jen nebyl nikdy detekován. Ze simulací Thomsona a Wrighta vyplývá, že tlustý disk je vždy chladný, a i když tvoří jen pár procent z celkové hmoty galaxie, dají se pomocí něj vysvětlit slabé struktury, které vidíme u mnoha slupkových galaxií.
Literatura [1] Carter, D.; Prieur, J. L.; Wilkinson, A.; Sparks, W. B.; Malin, D. F.: 1988, Spectra of shell ellipticals - Redshifts, velocity dispersions and evidence for recent nuclear star formation, Mon. Not. R. Astr. Soc. 235, 813-825 [2] Colbert, J. W., J. S. Mulchaey, A. I. Zabludoff: 2001, The Optical and Near-Infrared Morphologies of Isolated Early-Type Galaxies, The Astrophysical Journal, 121, 808-819 [3] Dupraz, C., F. Combes: 1986, Shell around galaxies: testing the mass distribution and the 3–D shape of ellipticals, Astron. Astrophys. 166, 53-74 [4] Ebrová Ivana, 2007, N-body simulations of the shell galaxies, Matematicko-fyzikální fakulta Univerzity Karlovy v Praze, diplomová práce [5] Fort, B. P.; Prieur, J.-L.; Carter, D.; Meatheringham, S. J.; Vigroux, L., 1986, Surface photometry of shell galaxies, The Astrophysical Journal, 306, 110-121 [6] Hau, G. K. T., D. Carter, M. Balcells: 1999, The shell elliptical galaxy NGC 2865: evolutionary population synthesis of a kinematically distinct core, Mon. Not. R. Astr. Soc. 306, 437-460 [7] Hernquist, Lars; Quinn, P. J.: 1989, Formation of shell galaxies. II - Nonspherical potentials, The Astrophysical Journal, 342, 1-16 [8] Malin, D. F., D. Carter: 1983, A Catalog of elliptical galaxies with shells, The Astrophysical Journal, 274, 534-540 [9] Malin, D. F., P. J. Quinn, J. A. Graham: 1983, Shell structure in NGC 5128, The Astrophysical Journal, 272, L5-L7 [10] Piran, T., J. V. Villumsen: 1986, Shell and encounters of disk galaxies with ellipticals, IAU Symposium No. 127, 27-31 [11] Prieur, J. – L.: 1987,Observations of the Shell galaxy NGC 3923 with EFOSC, ESO Messenger (ISSN 0722-6691), 49, 12-14 [12] Prieur, J.-L.: 1988, The shell system around NGC 3923 and its implications for the potential of the galaxy, The Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), 326, 596-615 [13] Rampazzo, R.; Plana, H.; Longhetti, M.; Amram, P.; Boulesteix, J.; Gach, J.-L.; Hernandez, O., 2003, Warm gas kinematice in shell galaxies, Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, 343, 819-830 [14] Schweizeer, F., P. Seitzer: 1988, Ripples in disk Galaxies, The Astrophysical Journal, 328, 88-92 [15] Sikkema, G.; Carter, D.; Peletier, R. F.; Balcells, M.; Del Burgo, C.; Valentijn, E. A.: 2007, HST/ACS observations of shell galaxies: inner shells, shell colours and dust, Astronomy and Astrophysics, 467, 1011-1024 [16] Stacy S. McGaugh, Gregory D. Bothun: 1990, Stellar populations in shell galaxies, The Astrophysical Journal, 100, 1073-1085
[17] Thomson, R. C.: 1991, Shell formation in elliptical galaxies, Mon. Not. Astr. Soc., 253, 256-278 [18] Thomson, R. C.; Wright, A. E.:1990, A weak interaction model for shell galaxies, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 247, 122 [19] Toomre Alar; Toomre Juri: 1972, Galactic Bridges and Tails, The Astrophysical Journal, 178, 623-666 [20] Wilkinson, A., J.-L. Prieur, R. Lemoine, D. Carter, D. Malin and W. B. Sparks : 2000, 0422-476: a shell galaxy with azimuthally distributed shells, Mon. Not. R. Astron. Soc. 319, 977-990 [21] Wilkinson, A.; Sparks, W. B.; Carter, D.; Malin, D. A.: 1987, Two Colour CCD Photometry of Malin / Carter Shell Galaxies, Structure and Dynamics of Elliptical Galaxies, Proceedings of IAU Symposium No. 127 [22] Janet Parker, Astronomica, přeložil Jakub Rozehnal, 2009 Nakladatelství Slovart, s.r.o., Přeloženo z Astronomica, 2007 Millenium House Pty Ltd, ISBN 978-0-7333-2111-7 [23] Doc. ing. Milan Štork, Západočeská univerzita, Plzeň, Jednodimenzionální nelineární digitální filtry
[24] Barbara A., Mikulski archive for space telescopes, [25] Centre de Données astronomique de Strasbourg, Simbad astronomical object database, [26] Fakulta pedagogická západočeské univerzity v Plzni, Astronomia: astronomie pro každého, [27] Halton Arrp, California Institute of Technology, 1966, Atlas of Peculiar Galaxies, http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Arp/frames.html [28] Nasa/IPAC Extragalactic database, Jet Propulsion Laboratory California Institute of Technology, [29] Smoka science archive, [30] Space telescope science institute, [31] Space telescope science institute, Hubble Space Telescope WFPC2 Photometry Cookbook, [32] Spisovatelé.cz,
