Astronomie v obrazech - Kosmické poledne

Dnešní astronomický obrázek je zajímavý tím, že přímo vychází z jiného, který jsme tu v našem seriálu už měli: Hubbleovo hluboké pole. Jak jsme v článku zmiňovali, že obrázek plejády galaxií vedl k plejádě objevů, jedna analýza vědce dovedla k jednoduchému grafu. Ten vznikl kombinací s dalšími pozorováními v UV části elektromagnetického spektra vycházejícího z galaxií, které se při cestě k nám natáhlo do viditelné části. Do tohoto okna je vhodné se podívat, pokud chceme pozorovat nové, čerstvě narozené, jasné hvězdy. Pokud v nějaké galaxii uvidíme intenzivní UV složku, bude to znamenat, že tato galaxie tvoří nové hvězdy - má vysokou tvorbu hvězd. Galaxie bez UV složky jsou v podstatě vyhaslé, staré galaxie, většinou eliptické.

Tato analýza byla provedena pro různě vzdálené galaxie. A jak jistě víte, čím vzdálenější je galaxie, tím větší má červený posuv (z). A teď spojme obě myšlenky dohromady - souvisí “porodnost” hvězd galaxií s jejich stářím? Odpověď zní: VELMI. A dokonce tak, jak to málokterý expert v kosmologii očekával. Odpověď najdete v grafu, který má název: Lillyův-Madauův diagram.

Na vertikální ose se pod složitým označení skrývá míra hvězdotvorby. Směrem nahoru roste tvorba hvězd. A směrem doprava roste červený posuv, neboli věk galaxií. Nejstarší galaxie vpravo se narodily miliardu let po Velkém třesku. Různobarevná kolečka, čtverečky, atd. jsou data z různých pozorování*. Za tímto grafem stojí stovky hodin pozorování, a pravděpodobně stovky hodin vědeckých diskuzí. Závěr je jednoduchý: hvězdotvorba se po Velkém třesku postupně zvyšovala, až dosáhla maxima na z = 2 (asi 2-3 mld. let po zrození vesmíru), a postupně začala klesat. Během maxima vznikalo 10x více hvězd než dnes. 

Toto období je důležitá éra ve vývoji vesmíru, a má přezdívku kosmické poledne. Za tohoto období vznikalo opravdu velké množství hvězd, kolem kosmického roku 2-3 miliardy. Galaxie byly větší a větší díky nabalování materiálu z okolí vlivem svého gravitačního působení. Více materiálu z galaktického hala znamenalo více stavebního materiálu na hvězdy. Ale po dosažení maxima začalo být nových hvězd méně. Co je mechanismem tohoto "zabržďování", není dosud známo. Ale astrofyzikové mají jako vždy své teorie.

Jedním z těchto mechanismů mohou být supermasivní černé díry - nejhmotnější kompaktní objekty ve vesmíru nacházející se v centrech galaxií. Tyto objekty dříve enormně zářily kvůli akreci materiálu o teplotách milionů stupňů. Tímto zářením v podstatě vypařovaly plyn v celé galaxii, ze kterého by jinak mohly vznikat hvězdy. Tento stav centra galaxie se označuje jako kvazar, nebo obecněji, aktivní galaktické jádro.

Spirální galaxie v mladém věku nemá aktivní černou díru. Nabaluje plyn ze svého okolí a vznikají hvězdy. Kolem kosmického poledne se po čase v centru nastartuje galaktický motor, který nestíhá polykat množství materiálu, které na něj padá, a tak ho začne vyvrhovat ven v podobě obrovských výtrysků hmoty o rychlostech zlomku rychlosti světla. Tímto také ohřívá plyn v galaxii, ze kterého potom nemohou vzniknout hvězdy. Po hostině se centrální část ochladí, ale zanechá za sebou paseku - změnila strukturu galaxie, která už nemá svoje spirální ramena, ve kterých vznikalo nejvíce hvězd. Po miliardách let je původní struktura úplně zapomenuta - vznikla eliptická galaxie. 

Ale polední kosmologie není zdaleka tak jednoduchá - v celém obraze se pojednává hlavně o interakci galaxií se svým okolím, tzv. galaktický halem, sloužícím jako plynová zásobárna pro hvězdotvorbu. Jak je to s kosmologií známo už dlouho, každý týden je tu nová teorie. Zatím žádná ale není správná. Je tu ale jednoduchý model, společný předek všech moderních teorií, vyvinutý před rokem 2013, a popsaný v článku. V originále se jedná o “bathtub model”, doslova “model vany”.

Vanový model je popsaný na diagramu. Plyn z okolí proudí do galaktického hala, jehož zlomek se dostane do galaxie. Hvězdy se neustále tvoří tempem regulovaným množstvím plynu v systému. Část hvězdné hmoty je po smrti hvězd vrácena zpět do hala, obohacená o těžké prvky, které vznikly ve hvězdném životě. Silný vítr dokonce dokáže odvát část tohoto plynu ven z hala, který je také úměrný míře hvězdotvorby. Množství plynu v rezervoáru je těmito ději neustále regulováno a mění se ve velkém rozsahu hodnot (ukázáno šipkami). 

Lillyův-Madauův diagram je označován jako jeden z nejdůležitějších moderních poznatků kosmologie. Provádí se na něm testování komplexních simulací s miliony objektů, které mohou běžet i měsíce. Zároveň nám také mnoho sděluje o vesmírné minulosti, týkající se hvězd, celých galaxií i kup galaxií, a jejich vzájemné interakci. Díky tomuto objevu byla časová osa vesmíru rozdělena na “kosmický úsvit” a ”kosmický večer”, který nastal po poledni.

Při pozornějším pohledu na graf si všimneme jedné věci: každý barevný tvar s sebou nese nějaký kříž nebo tvar T do 2 nebo 4 stran. To je ukázka kvalitního, informativního grafu. Věda totiž nikdy nepřináší správné výsledky - jen od málo věrohodných po naopak velmi věrohodné. Pokud změříte váš stůl pravítkem, budete mít výsledek správný na milimetry. Pokud ho změříte 100x, dokonce i na desetiny milimetru. Při přesnějších metodách, například laserových měřeních, se posune hranice ještě dál - miliontiny až miliardtiny metru. Ale nejistota tam bude vždy - správnou hodnotu nikdo nikdy nenajde. 

Tyty nejistoty stejně tak ukazuje dnešní graf pomocí křížů. Každý tvar byl změřen jinými metodami, a proto má také odlišně velké nejistoty - některé metody jsou přesnější než jiné. Ne vždy také vidíme kříže; často to jsou jen horizontální nebo vertikální úsečky. Pokud jsou jen horizontální, známe nejistoty v horizontálních hodnotách - zde to je stáří objektu. Nejistoty vertikálních hodnot zde odpovídají nejistotám ve hvězdotvorbě. Žádný údaj neznáme přesně, a tedy pokud tam nejistota není, znamená to jen, že ji neznáme. Může být obrovská. Každé měření má své nejistoty, a pokud nejsou v grafu, budou v článku zmíněny. 

Pokud má nějaký objekt nejistoty měření nadměrně velké vůči ostatním, a naměřených bodů je málo, neměl by být zahrnut do statistiky, protože může znepřesnit výsledek. V případě velkých nejistot u všech bodů je nutno postupovat s analýzou velmi opatrně. Pokud máme odhad, jak by výsledek měl vypadat, je statistika snažším úkolem. Jako v případě tohoto grafu, kde nejistoty dosahují astronomických výší. Pro zvědavé je vysvětlení zde.