Blog

Galaktická krása formování hvězd

Nikdy předtím jsem takové obrázky galaxií neviděl. Nikdo neměl! Tyto snímky zvýrazňují hvězdotvorné oblasti v blízkých (ish) galaxiích. Kolem toho, jak vlastně ke vzniku hvězd dochází, stále existuje řada nezodpovězených otázek. Abychom na tyto otázky odpověděli, pozorujeme galaxie, které aktivně tvoří hvězdy v obřích oblacích plynu. Až donedávna jsme neměli rozlišení potřebné k jasnému zobrazení jednotlivých oblaků plynu. Ale snímky zveřejněné projektem tzv PHANGS (Fyzika s vysokým úhlovým rozlišením v sousední galaxii S) ve spolupráci mezi European Southern Observatory Very Large Telescope a Atacama Large millimeter/submillmeter Array (ALMA) poskytly dosud nevídané detaily hvězdotvorných oblaků v jiných galaxiích.

Tento snímek kombinuje pozorování blízkých galaxií NGC 1300, NGC 1087, NGC 3627 (nahoře, zleva doprava), NGC 4254 a NGC 4303 (dole, zleva doprava) pořízená pomocí Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) na Velmi velký dalekohled ESO (VLT). Každý jednotlivý snímek je kombinací pozorování prováděných při různých vlnových délkách světla za účelem zmapování hvězdných populací a teplého plynu. Obrázek a obrázek Popis PHANGS/ESO. Původní obrázek

Oblak hvězdného prachu

Hvězdy vznikají z obřích molekulárních oblaků (GMC), které se skládají hlavně z molekulárního vodíku (H₂). Plyn v těchto oblacích se gravitací zhroutí a nakonec se z něj stanou husté koule. S rostoucí hustotou a tlakem umožňuje teplo v těchto koulích jadernou fúzi fúzí vodíku na helium – zrodila se hvězda! Co ale spouští počáteční kolaps plynu? Liší se rychlost tvorby hvězd mezi různými mraky ve stejné galaxii? Jak různorodé jsou samotné mraky? To všechno jsou kapitoly formování hvězd, kterými si nejsme úplně jisti. Zadejte PHANGS.

výzkumníci PHANGS vybral cílové galaxie pomocí řady předpokladů. Galaxie musely být dostatečně blízko, aby mohly být zobrazeny v požadovaném rozlišení, aby bylo možné vidět jednotlivé GMC. Všechny cíle jsou tedy v okruhu 17 milionů parseků od Mléčné dráhy (asi 55 milionů světelných let). Galaxie také nejsou příliš nakloněny, aby poskytovaly jasnou linii pohledu na disky cílových galaxií. A co je možná nejdůležitější, cílové galaxie aktivně tvoří hvězdy. Jako „galaxie hlavní posloupnosti“ tyto galaxie tvoří hvězdy na svých discích bez vnější gravitační interakce blízké galaxie nebo v důsledku fúze galaxií oba mohou vyvolat intenzivní období volání hvězd hvězda praskne . Tyto galaxie spíše tvoří hvězdy prostřednictvím procesů uvnitř galaxie. 90 takových galaxií splnilo kritéria a bylo vybráno pro průzkum.

Tyto kontrastní obrázky ukazují zvýšené rozlišení při detekci oxidu uhelnatého. Vlevo ukazuje předchozí průzkumy studených plynových mračen v galaxii NGC 3627 v porovnání se zvýšeným rozlišením „cloud scale“ dosaženým PHANGS-ALMA a ukazuje mnohem jasnější obraz GMC míst v galaxii. c PHANGS-ALMA

Chladný a tmavý

Objevování hvězdotvorných oblastí v cílových galaxiích je dosaženo kombinací nalezení studeného plynu i horkých plynů ohřívaných nově vzniklými hvězdami. Studené GMC rodící nové hvězdy se nazývají hvězdné školky. Mohou mít v průměru desítky až stovky světelných let s hmotností ekvivalentní tisícům sluncí. Vodík, ze kterého jsou tyto mraky vyrobeny, je však těžké vidět. Když je vodík vystaven energii, září a je snadno zjistitelný, zatímco studený vodík se skrývá v temnotě vesmíru. GMC však také obsahují oxid uhelnatý (CO), který je ve studeném stavu snadněji detekovatelný než vodík. Poměr CO k vodíku v GMC je chápán jako konstanta, takže množství detekované molekuly CO nám může říci, kolik vodíku je přítomno v daném oblaku. Je to signál CO, který ALMA hledá.

Tento obrázek ukazuje rozložení studeného (CO) vs horkého (H-alfa) plynu distribuovaného v několika galaxiích (barvy jsou v tomto diagramu kontraintuitivní). Signatury studeného CO plynu jsou mapovány pomocí ALMA, zatímco žhnoucí horké H-alfa je mapováno VLT. Kombinovaná mapa ukazuje, kde se v chladných GMC rodí nově se tvořící hvězdy. c PHANGS-ALMA

Jakmile je vodík excitován energiemi nově se tvořících a mladých hvězd, uvolňuje světlo známé jako Vodík Alfa. H-alfa je nejjasnější útvar ve spektru zářícího vodíku a je to způsob, jakým pozorujeme velkou část vesmíru. Kombinace horkých a studených map těchto GMC v jiných galaxiích odhaluje prostředí, ve kterém se tvoří hvězdy. Nástroj tzv MÚZA na Very Large Telescope mapuje zářící H-Alpha, kde ALMA detekuje studené emise CO. Nejjemnější detaily rozlišené ALMA v cílových galaxiích mají průměr přibližně 100 parseků (asi 326 světelných let). Výzkumy poznamenávají, že se jedná o rozlišení „v cloudovém měřítku“, protože cílové GMC mají také průměr asi 100 parseků. V tomto rozlišení lze mraky rozlišit jako jednotlivé struktury oddělené od struktur zbytku jejich domovských galaxií.

Velmi velký dalekohled ESO (VLT) ukazuje blízkou galaxii NGC 4303, spirální galaxii s příčkou hvězd a plynu v jejím středu, která se nachází přibližně 55 milionů světelných let od Země v souhvězdí Panny. Zlatá záře odpovídá hlavně oblakům horkého vodíku, označujícím přítomnost nově zrozených hvězd, zatímco namodralé oblasti v pozadí odhalují rozložení o něco starších hvězd.
C. PHANGS / ESO - Původní obrázek

Mapa příští generace

Zatímco VLT snímky v optickém světle, ALMA vidí vzdálené galaxie v infračervených a rádiových vlnových délkách. Tyto vlnové délky jsou užitečné pro pozorování struktur, které by nebyly viditelné v optických vlnových délkách jako studený plyn. Ale je tu nevýhoda. Optické vlnové délky mohou typicky poskytovat jemnější rozlišení pro zobrazování, čímž vzniká kompromis mezi viditelností a rozlišením. Působivým úspěchem této iniciativy je, že tyto nové snímky ALMA dosáhly rozlišení v infračerveném a rádiovém záření, které se blíží optickému rozlišení. Snímky jsou dále vylepšeny přidáním optických rozlišení VLT a také dat z Hubbleova vesmírného dalekohledu na dalších snímcích.

NGC 4254 ALMA (oranžová/červená) data studených mračen GMC uložená na data Hubbleova vesmírného dalekohledu,
Kredit: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / PHANGS, S. Dagnello (NRAO) původní obrázek

Mozaika detekce hvězdné porodnice ALMA v kombinaci s daty z Hubbleova vesmírného dalekohledu. Snímky ukazují rozmanitost mraků tvořících hvězdy GMC z celého blízkého vesmíru. C. ALMA (ESO/NAOJ?NRAO)/PHANGS, S. Dangnello (NRAO)

Množství detailů je ohromující. Nejedná se o jednotlivé fotografie pořízené z každé galaxie, ale spíše o mozaiky. Pro srovnání, Trottierova observatoř kde pracuji, bych mohl zobrazit Andromedu, mnohem bližší galaxii na 2,4 milionu světelných let, v mozaice šesti fotografií. Každá galaxie zobrazená v projektu PHANGS-ALMA, přestože je vzdálena desítky milionů světelných let, je mozaika skládající se ze snímků až dvou stovek jedinců. Proces zobrazování všech 90 galaxií na této úrovni detailů trval celkem 6 let, což vedlo ke vzniku nového atlasu hvězdných porodnic – nové generace hvězd rodících se ve vesmíru.

Jak se tvoří hvězdy? – Video od Frasera Caina

Mezi 90 cílovými galaxiemi bylo zobrazeno 100 000 hvězdných porodnic. Zjištění ukazují, že umístění v galaxii může změnit povahu vzniku hvězd. Mraky v centrálních oblastech galaxie jsou hmotnější, hustší a turbulentnější než ty, které leží ve vzdálených oblastech disku galaxie. Zdá se, že rychlost, jakou oblaka tvoří hvězdy, a výsledná konečná disipace oblaku těmito novými hvězdami odfukujícími plyn pryč, to vše se zřejmě liší v závislosti na tom, kde se oblak ve své domovské galaxii nachází.

Atacma Large Millimeter/submilimeter Array (ALMA) s dramatickým meteorem nad hlavou.
C. ŽE/ C. Malin

Sdílený pohled

Zařízení potřebná k zachycení těchto snímků jsou výkonná a sama o sobě docela malebná. Spíše než jeden velký dalekohled, DUŠE je řada 66 jídel rozprostřených po náhorní plošině Chajnantor v poušti Atacama v Chile. Signály shromážděné polem jsou efektivně kombinovány a vytvářejí jednu obří misku. Jednotlivá jídla lze také přeskládat v závislosti na potřebách daného projektu. The Velmi velký dalekohled , také umístěný v Atacama, se skládá ze čtyř dalekohledů, dva s 8,2m zrcadly a dva menší 1,8m zrcadla. Stejně jako ALMA, dalekohledy pracují ve shodě a efektivně vytvářejí jeden větší dalekohled.

Dalekohled „Yepun“, jeden ze 4 zde viděných dalekohledů VLT, které střílejí adaptivní optika laser do nebe, který kompenzuje zkreslení atmosféry a vytváří ostřejší obraz. C. ESO/ Y. Beletsky

Přestože se jedná o nejpodrobnější snímky svého druhu, rozlišení dosažené PHANGS-ALMA je stále jen těsně na prahu potřebném k zobrazení jednotlivých GMC v cílových galaxiích. Nicméně nyní, když byly tyto hvězdotvorné oblasti zmapovány, budoucí dalekohledy, jako je brzy vypuštěný Vesmírný dalekohled Jamese Webba a Extrémně velký dalekohled (další budeUltraHádám, že velký) budou moci znovu navštívit tyto GMC s dostatečným rozlišením, aby bylo možné je propojituvnitřsamotná oblaka poskytují ještě více pohledů na vznik hvězd.

Kosmický původ

Kdysi jsme byli součástí obřího molekulárního mraku vy a já. Všechno, co tvoří vaše tělo, počítač, na kterém to čtete, a planeta, kterou obýváme, to vše začalo z obrovského oblaku hvězdného prachu. Budoucnost teleskopického průzkumu vesmíru je tak lákavá. James Webb bude mít nejen schopnost studovat formování hvězd v blízkých galaxiích, ale také zobrazit některé z prvních hvězd, které se kdy ve vesmíru zrodily. Primární zrcadlo ELT bude mít průměr 39 metrů! Jeho uzavírající kupole o velikosti fotbalového hřiště. Nacházíme se na propasti pohledů na vesmír, jaké jsme kdy předtím neviděli, a nakonec v novém chápání našeho vlastního původu ve vesmíru.

Hlavní obrázek:Snímek galaxie NGC 3627 v souhvězdí LEV. Zlatá plynová záře odpovídá oblakům ionizovaného vodíku, zatímco namodralé oblasti odhalují rozložení o něco starších hvězd. Kredit: ESO/PHANGS