Světelným obzorem viditelného vesmíru je reliktní záření kosmického pozadí, k teré je od nás pozorovatelné ve všech směrech. Proti tomuto obzoru (někdy se nazývá sféra posledního rozptylu) se promítají veškeré bližší struktury, kterými je vesmír vyplněn a které můžeme prostřednictvím elektromagnetického záření pozorovat. Záření kosmického pozadí musí být nutně na cestě k nám těmito strukturami ovlivněno. U blízkých objektů, u nichž rozeznáme jednotlivé galaxie nebo dokonce hvězdy, může být reliktní záření světlem blízké struktury překryto. Chceme-li pak zkoumat blízký objekt, nic se neděje, protože ten přeci přímo vidíme. Chceme-li ale v takovém místě pozorovat strukturu reliktního záření, je potřeba světlo blízkých objektů z napozorovaného obrazu odečíst. Ne všude je ale výhled do vesmírných dálav zakryt něčím blízkým a pak se může stát, že kombinace reliktního záření a světla ze vzdálené galaktické kupy splývá. Velkorozměrová struktura je tak daleko, že z ní vidíme jen záření horkého mezigalaktického plynu a žádné jiné podrobnosti zde neumíme rozlišit. Sunjajev se Zeldovičem v šedesátých letech minulého století kombinaci reliktního záření velkorozměrovými strukturami předpověděli a jev, který je po nich obou pojmenován, se stal v moderní kosmologii základním nástrojem mapování na největších vzdálenostech. Prozatím předpokládáme, že se zde nacházejí obdobné struktury jako v bližším kosmu, kde ještě rozeznáme jednotlivé galaxie. Tyto útvary by snad mohly být podobně veliké, jde ale o struktury tak vzdálené, že je dnes zatím neumíme rozlišit nijak jinak, než jen podle toho, jak ovlivňují všesměrové reliktní záření. Jde vlastně o běžně známou zkušenost: čím je něco dál, tím menší se to zdá a tím méně podrobností na tom můžeme vidět. Existuje pak ale určitá mez, za níž už velmi obtížně rozlišujeme některé základní charakteristiky pozorovaného objektu.
|
Sunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru. Reliktní záření – záření, které se od hmoty oddělilo 384 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končil Velký třesk. Dnes má záření teplotu 2,73 K a maximum v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Backgroud, mikrovlnné záření pozadí). Galaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, některé z nich dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami: Galaxie – kompaktní seskupení hvězd, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. Planck – sonda ESA, která byla vynesna do vesmíru 14. května 2009. Je určena k výzkumu fluktuací reliktního záření. Má rozlišovací schopnost 0,17° a teplotní rozlišení 2 μK při frekvenčním pásmu 325÷1000 GHz. Je pojmenována podle významného kvantového fyzika Maxe Plancka. Umístěna je v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. |
Na obrázku je cesta světla, které k nám putuje od světelného obzoru viditelného vesmíru přes všemožnou látku, jíž je vesmír vyplněn. Světelný obzor je znázorněn otiskem mapy fluktuací reliktního záření v horní části obrázku. Velkorozměrové nadkupy galaxií toto světlo filtrují a pozměňují. Dráhy, jimiž světlo z hranic vesmíru putuje, se sbíhají u pozorovatele v naší Galaxii na obrázku vpravo dole. Vzdálené struktury ale mohou vytvářet proti horizontu reliktního záření stíněnou oblast a díky právě tomuto stínu jsme schopni nejvzdálenější objekty uvidět. Stín se viditelně projevuje právě Sunjajevovým-Zeldovičovým jevem. Kresba: autor.
Sonda Planck, jejímž primárním úkolem je studium reliktního záření a měření SZ jevu, je pro průzkum a vyhledávání vzdálených, jinak nerozlišitelných velkostruktur ideálním přístrojem, je k tomu přímo konstruována. Sonda Planck umí v dostatečném rozlišení zobrazit nerovnoměrnosti v reliktním záření. Zde je důležitá kombinace rozlišení v podrobnosti obrazu, která dnes dosahuje až 5 úhlových minut, s dosud nepředstavitelnou přesností v určení teploty. Teplotu je Planck schopen změřit s přesností ΔT/T ~ 2×10-6. Jelikož při průletu horkým mezigalaktickým plynem, který tvoří většinu hmoty velkostruktur, reliktní fotony získávají energii, je možné tento přírůstek energie objevit jako o něco málo teplejší oblast oproti místům, která velkostrukturami stíněna nejsou. Pokud jsme schopni určit množství plynu, který velkostrukturu tvoří, mohla by být velikost přírůstku teploty díky SZ jevu předpověditelná. Horký plyn uvnitř galaktických kup září v rentgenové oblasti. Za předpokladu, že mechanizmus rentgenového vyzařování mezigalaktického plynu je stejný ve všech galaktických kupách, jsme schopni určit množství plynu, které je v kupě nashromážděno, podle intenzity rentgenové emise. V roce 2006 byla publikována měření provedená observatořemi WMAP a ROSAT pro 31 známých a relativně blízkých galaktických kup, vesměs z Abellova katalogu. J edním z objektů zde byla také kupa ve Vlasech Bereničiných. Tato měření dnes poskytují výchozí obraz toho, jakými charakteristikami by se měla galaktická kupa prozradit, pokud ji budeme hledat pomocí SZ jevu na pozadí reliktního záření. Je tedy zřejmé, že k přístroji velmi citlivému na reliktní záření je zapotřebí podobně citlivý dalekohled pro rentgenovou oblast, kterým doplníme druhou polovinu příběhu o rentgenová data. V kombinaci s daty získanými rentgenovým dalekohledem je pak možné určit, zda jde o obraz vzdálené kupy galaxií, nebo o teplotní nerovnoměrnosti v reliktním záření.
Porovnání obrazů galaktické kupy ve Vlasech Bereničiných získaných pomocí observatoří Planck a ROSAT. Na snímku ze sondy Planck je kupa zřetelná díky SZ jevu , observatoř ROSAT oproti tomu dokáže zobrazit rentgenovou emisi. Pro srovnání s obrazy ve viditelné části spektra je na spodním pruhu vždy horní snímek prolnut se snímkem Digitální přehlídky oblohy (DSS – Digitised Sky Survey 2). Zobrazená oblast, jelikož jde o velmi blízkou kupu galaxií, je výřezem oblohy o straně 2°. Zdroj: ESA.
Ukázka zviditelnění SZ jevu. Na čtvercových výsecích je zobrazena sondou Planck galaktická kupa Abell 2319 v různých frekvenčních pásmech. Na čtyřech levých snímcích se zobrazená oblast jeví chladnější než okolí. Frekvence 217 GHz odpovídá pásmu, ve kterém se projevuje SZ jev. Na vyšších frekvencích se kupa opět objeví a tentokrát jako teplejší než okolí. Absence jakéhokoliv signálu na tzv. nulové frekvenci 217 GHz a splynutí obrazu s okolím je typickou známkou SZ jevu. Zdroj: ESA.
Snímek vůbec první galaktické velkostruktury – nadkupy, která byla objevena observatoří Planck jen díky SZ jevu . Na levém snímku je zobrazení pomocí SZ jevu, na pravém snímek rentgenovým dalekohledem XMM-Newton. Jasné body zde odpovídají zdrojům RTG emise, izofoty pak určují koncentraci horkého plynu v nadkupě. Nadkupu tvoří zřetelně tři kupy galaktické, které se projevují samostatnými hustými jádry zbarvenými zde modře. Úhlová vzdálenost mezi horní kupou a spodními dvěma na snímku je 7,5 úhlových minut. Spojitý signál ze SZ jevu přes celou plochu nadkupy je interpretován jako signál povstávající z plynných filamentů a propojení mezi jednotlivými členy nadkupy viditelnými v RTG emisi. Rentgenová emise odpovídá energii v rozmezí 300 až 2 000 eV, což na teplotní stupnici značí hodnoty 3,5 až 23 milionů K. Strana snímku je velká 15 úhlových minut. Zdroj: ESA.
Výše uvedený objev vzdálené velkorozměrové nadkupy galaxií je prvním objevem tohoto druhu. Prozatím veškerá měření SZ jevu byla prováděna na známých galaktických kupách, šlo o jakési zahřívací a testovací kolo. Díky vysoce citlivé observatoři Planck se už ale podařilo překročit hranici, za kterou je možné největší a nejvzdálenější struktury námi viditelného vesmíru přímo uvidět. Dosud mohly být nejvzdálenější velkostruktury studovány v dostatečném rozlišení jen v úzkém spektrálním pásmu rentgenovými observatořemi. Navíc úzké výseky nezakrytých výhledů do tak vzdálených končin počátků vesmíru nejsou příliš hojné a jakákoliv nová metoda umožňující tak daleko dohlédnout je neocenitelná. Prozatím chybělo jakékoliv další nezávislé pozorování jinou metodou. Sonda WMAP sice pracovala ve stejném spektrálním pásmu jako Planck, nedosahovala ale úhlového rozlišení potřebného k zobrazení tak vzdálené struktury a odlišení od nestíněného okolí reliktního záření. V kombinaci s pozorováním v mikrovlnné oblasti observatořemi podobně citlivými jako Planck bude možné o těchto vzdálených strukturách, dotýkajících se snad až sféry posledního rozptylu, vykreslit mnohem ucelenější obraz.
Zdroje:
- ESA Science & Technology: Planck's first glimpse at galaxy clusters and a new supercluster; 15 Sep 2010
- Richard Lieu et al.: The Sunyaev-Zel’dovich Effect in a Sample of 31 Clusters: A Comparison between the X-ray Predicted and WMAP Observed Cosmic MIcrowave Background Temperature Decrement; Astrophysical Journal 648 (2006) 176–199
- A. D. Myers et al.: Evidence for an Extended SZ Effect in WMAP Data; Mon. Not. R. Astron. Soc. 1–6 (2003)
- MSSL Astrogroup: A Beginner's Guide to the Cosmic Microwave Background
- ESA: XMM-Newton Image Gallery
- Petr Kulhánek: Herschel a Planck po prvním roce pozorování; AB 17/2010
- Jiří Hofman: Planck – první světlo; AB 37/2009
