Apex odhalil žhavou hvězdnou líheň! Tímto téměř bulvárním titulkem byla nadepsána tisková zpráva vydaná 11. listopadu 2008 popisující oblast RCW 120 vzdálenou od Země 4 200 světelných roků ve směru souhvězdí Štíra. Horká velmi hmotná hvězda v jádru oblasti RCW 120 svým ultrafialovým světlem ionizuje okolní plyn, vytrhává elektrony z vodíkových atomů a je tak příčinou charakteristického červeného záření známého jako H-alfa emise. Tento jev je sice pozorován v bezpočtu emisních plynných mlhovin, bulvární nadpis si však zasloužily výsledky pozorování provedené na submilimetrových vlnových délkách špičkovou aparaturou LABOCA. Radioteleskop APEX umístěný v Atacamské poušti ve výšce 5 100 m pomocí systému LABOCA zobrazil rozpínající se obálku ionizovaného plynu, která zaujímá prostor o průměru deseti světelných roků. Na snímcích s vysokým rozlišením lze rozeznat jak materiál obálky zřetelně kolabuje do zhustků, v nichž se následně rozžínají nové hvězdy. Chladná oblaka mezihvězdné látky vyzařují na submilimetrových vlnových délkách. Nejchladnější materiál ve vesmíru proto dokážeme zobrazit jedině radioteleskopem. Zde se ukázalo, že může zároveň jít i o předhvězdnou fázi hvězdného vývoje, tzn. období, kdy hvězdy ještě nezačaly svítit.
|
ALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 64 radioteleskopů, která se buduje v Chilských Andách ve výšce 5000 m nad
mořem. Jde o projekt ESA, smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003 a zcela dokončena by
měla být v roce 2012. H I oblasti – oblasti neutrálního vodíku, které jsou nerovnoměrně rozloženy v galaxiích. Nezapočítáváme-li skrytou látku, pak je vodík ve vesmíru nejrozšířenějším prvkem vůbec - hmotnostně jde o cca 70% veškeré viditelné hmoty. V naší Galaxii je výskyt H I oblastí koncentrován ke spirálním ramenům, výrazně více se vyskytují v galaktickém disku a svým měřítkem jsou srovnatelné s měřítkem spirálních galaktických ramen. H I oblasti jsou relativně chladné – cca 80 K, vodík je zde v základním stavu. Díky přechodu mezi ortovodíkem (elektron a proton mají nesouhlasný spin) a paravodíkem (souhlasný spin) září tyto oblasti na vlně 21,105 cm, což odpovídá frekvenci 1420,4 MHz a lze je mapovat radioastronomickými metodami. Lze tak získat radiovou mapu struktury Galaxie v rovině galaktického disku i ve větších vzdálenostech, kam nelze pro mezihvězdnou extinkci dohlédnout ve viditelné části spektra. H II oblasti – část mezihvězdného prostoru, ve kterém se nachází ionizovaný vodík. Vodík je ionizován UV zářením z blízkých obřích hvězd spektrálního typu O a B. Tyto hvězdy mohou ionizovat vodík na vzdálenosti až pohybuje v intervalu 10 000 K až 20 000 K a má koncentraci v řádu desítek atomů v centimetru krychlovém. Nejznámější H II oblastí je například velká mlhovina v Orionu M42. |
 |
| Kompozitní snímek oblasti RCW 120. Submilimetrová emise je zde zobrazena jako modře svítící oblaka obklopující červenavě zářící ionizovaný plyn. Pro zobrazení byla použita data z SuperCosmos H-alpha survey a Second Generation Digitized Sky Survey. Pásmo I je zobrazeno modře, pásmo R červeně. Zdroj: ESO. |
 |
| Snímky galaktické H II oblasti RCW 120. Levý obrázek je pořízen ve viditelném světle (R-band; ESO Schmidt Telescope), pravý pomocí aparatury LABOCA v submilimetrovém pásmu. K pořízení pravého snímku bylo zapotřebí tří hodin expozičního času. Zdroj zobrazovaného světla má teplotu 23 K. Dvojice snímků byla zveřejněna v srpnu 2007. Zdroj: ESO. |
Velmi hmotné hvězdy (alespoň 10 MS) jsou pro galaktický vývoj rozhodující z dynamického i chemického hlediska. Svým extrémním zářivým výkonem ovlivňují pohyb a koncentraci mezihvězdné látky ve svém bezprostředním okolí až do vzdálenosti několika desítek světelných roků a zároveň jsou schopny měnit její chemické složení. V závěrečných fázích svého hvězdného života, který u tak hmotných hvězd trvá jen několik desítek miliónů let, většinu své hmoty rozmetají do okolního prostoru a obohatí tak galaktické prostředí o prvky, které vytvořily ve svém nitru. Protože není doposud vše ve vývoji takto hmotných hvězd teoreticky popsáno natolik dostatečně, aby byly předpovědi vždy v souladu s pozorováním, astronomové věnují velkou pozornost právě galaktickým H II oblastem, za jejichž svit jsou často obří hvězdy odpovědné. Za svit RCW 120 je odpovědná hvězda spektrálního typu O8V, jejíž maximální zářivý výkon odchází z povrchu v UV oblasti spektra a povrchová teplota se pohybuje kolem 35 000 K.
Základem dnešního studia galaktických H II oblastí se stal RCW katalog obsahující 182 objektů, který byl vytvořen v Austrálii na observatoři Mount Stromlo. Jeho autory jsou Alex Rodgers, Colin Campbell a John Whiteoak, kteří zde pracovali pod vedením amerického Holanďana Barta Boka. Katalog RCW, pojmenovaný podle počátečních písmen svých tvůrců, byl publikován v roce 1960 a zobrazuje H II oblasti viditelné z jižní polokoule. V katalogu je mnoho útvarů, které lze charakterizovat označením "hvězdy v bublině". Jde o rozpínající se obálku plynu a prachu, jejíž rozpínání přičítáme tlaku hvězdného větru žhavých hvězd uvnitř bubliny a v jejíž vnitřní části září právě H II. Svit ionizovaného plynu je způsoben týmiž horkými hvězdami uvnitř bubliny. Vnitřní stěny bubliny, tvořené prachem, se zahřívají svitem plynu a následně vydávají takto získanou energii v infračervené oblasti. Fotografujeme-li oblast ve viditelném světle, zachytíme jen svit plynu, ale na snímcích v IR celá oblast vypadá jako dutá jeskyně nasvícená zevnitř.
 |
| Hvězda v bublině – H II oblast RCW 79 v souhvězdí Kentaura. Oblast se nachází ve vzdálenosti 17 200 světelných roků, její průměr je odhadnut na 70 l.y. Mezihvězdná látka zde začala expandovat před milionem roků. Snímek v IR oblasti zobrazuje prach tlačený hvězdným větrem a byl pořízen SST v březnu 2004. Zdroj: SST. |
V průběhu expanze plynné bubliny umíme, díky pozorování v rozdílných spektrálních pásmech, vypozorovat tři druhy mezihvězdného prostředí. V nejbližším okolí žhavých hvězd je plyn ionizován (viditelné světlo) a díky vydatnému příjmu energie z centrálních hvězd (pozorování v UV) se rozpíná do okolního prostoru. Rázová vlna ionizovaného plynu před sebou tlačí materiál, který není ionizovaný v takové míře jako centrální oblast. Tento neutrální materiál tvoří přechod do mezihvězdného prostředí (pozorování v IR), které prozatím není rozpínající se bublinou ovlivněno. Neutrální materiál se ale rozpíná spolu s bublinou a tvoří vlastně její obálku. Třetím prostředím je pak okolní galaktická látka, uvnitř které se celé představení odehrává. Vnitřní hrana neionizovaného materiálu se pohybuje na čele rázové vlny rozpínající se bubliny a jeho vnější hrana je brzděna stykem s okolním galaktickým prostředím. A tato mezivrstva je právě klíčová při očekávané tvorbě nových hvězd. Může se stát gravitačně nestabilní a roztrhat se do fragmentů, které se následně začnou smršťovat. Pozorované fragmenty oblasti RCW 120, do nichž se mezivrstva rozpadá, mají hmotnost více než 500 MS. Koncentrace rozpadající se mezivrstvy se podle emise změřené na 1,2 mm odhaduje na 1 500 atomů na cm3. V prachové části obálky byly podle emise na 8 μm rozpoznány polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH). Vlivem ionizovaného plynu se tyto molekuly na vnitřní straně obálky rozpadají.
Klíčová data byla získána aparaturou LABOCA na 12metrovém radioteleskopu Atacama Pathfinder Experiment (APEX). Apex (sluneční) je také bod na obloze, k němuž směřuje Slunce vzhledem k okolním hvězdám a nachází se v souhvězdí Herkula. Název experimentu byl tedy vybrán s přísně vědeckým entuziasmem.
 |
| Projekt APEX je prototypem antény, z nichž bude sestavena rozsáhlá sítě 64 radioteleskopů ALMA. Stavba ALMA započala v roce 2003 a v plném počtu by antény měly pracovat v roce 2012. APEX (Atacama Pathfinder Experiment) je postaven na planině Chajnantor v chilské poušti Atacama. Trychtýř antény má průměr 12 m a teleskop pracuje v intervalu vlnových délek od 0,2 do 1,4 mm. APEX je společným projektem mezi Max-Planck-Institute for Radio Astronomy (MPIfR), OSO a ESO. APEX je dnes provozován Evropskou jižní observatoří. Zdroj: MPI. |
 |
| Aparatura LABOCA (Large Apex BOlometer CAmera) je systémem kombinujícím optické prvky, extrémně citlivé měření teploty, vysoké vakuum, chlazení na extrémně nízkou teplotu (operační teplota 285 mK), digitální elektroniku a specializovaný software. Pokud lze vůbec pro tohle všechno složené dohromady nalézt odpovídající označení, pak jde o špičkovou kameru, jejíž popis by si vyžádal samostatné číslo Aldebaran bulletinu. Na snímku je zobrazena detekční část zařízení v Cassegrainově komoře teleskopu. Stříbřité talíře ve spodní části snímku jsou odrazná zrcadla směřující optický svazek přicházející z primární antény do detektoru. Detektor sestávající z 295 bolometrů je ukryt ve stříbřitém válci – kryostatu – uprostřed. Maximální citlivost aparatury je na vlnové délce 870 μm. Vstupní část elektroniky je v konstrukci na zdi za detektorem. Zdroj: MPI. |
 |
| Optické schéma přístroje LABOCA. Z1 až Z7 jsou odrazná zrcadla, posledním optickým prvkem je čočkový objektiv umístěný ve vstupním otvoru kryostatu. |
 |
| Optická dráha světla uvnitř teleskopu a umístění aparatury LABOCA v Cassegrainově komoře pod talířem antény. Odrazná zrcadla Z4 až Z7 jsou umístěna, stejně jako detektor v kryostatu, na šesti tyčích. Zdroj: MPI. |
Světelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.
ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace založená v roce 1962, která postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality na La Silla (2 400 m), dalekohled VLT na Cerro Paranal (2 635 m) a v tuto chvíli se staví radioteleskopická síť ALMA na Llano de Chajnantor (5 080 m).
Spektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy.
SST – Swedish Sun Telescope, Švédský sluneční dalekohled. Věžový sluneční dalekohled o průměru 97 cm, uvedený do provozu na Kanárskývh ostrovech v roce 2002.
MPI – Max Planck Institute, největší vědecký ústav v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech.
OSO – Onsala Space Observatory, švédská národní radioastronomická observatoř umístěná 45 kilometrů jižně od Gothenburgu v Onsale. Vlastní dva radioteleskopy pracující na milimetrových a centimetrových vlnách. Observatoř byla založena v roce 1949.
Bolometr – neselektivní tepelný detektor optického záření pracující na principu měření změny elektrického odporu v závislosti na změně teploty čidla bolometru v důsledku absorpce optického záření čidlem bolometru. Závislost lze vyjádřit přibližným vztahem ΔR/R = αΔT, kde α je teplotní součinitel změny odporu R, jehož velikost je určena použitým materiálem čidla bolometru a pracovní teplotou (α = 0,5 ÷ 5 000 K-1).
