Student World

Galaxie jsou základními stavebními kameny vesmíru. Ovšem nejsou to zdaleka ty největší pozorovatelné struktury. Galaxie se nevyskytují samy, ale podobně jako lidé se rády shlukují do skupinek. Termín, který v souvislosti s tímto rozložením na kosmologických vzdálenostech používáme, je velkoškálová (velkorozměrová) struktura. Původ této struktury je jedním z nejžhavějších témat moderní kosmologie. Dříve, než si řekneme proč, je ale nezbytné si vylíčit, co jsou tyto struktury vůbec zač.

Obrazce v prostoru
Rozložení hmoty na velkých vzdálenostech se obvykle určuje pomocí spektroskopických měření, při kterých se k odhadům vzdáleností galaxií používá jejich červený posuv a Hubbleův zákon. O existenci nějaké speciální velkoškálové struktury se vědělo mnohem dříve, než byly proveditelné komplexní prohlídky oblohy, které jsou nezbytné k získání spektroskopických měření. Galaxie jsou na obloze rozloženy velice nerovnoměrně, jak bylo patrné už z první velké systematické prohlídky poloh galaxií, prohlídky, jež vyústila k sestavení mapy známé jako Lickova mapa. Ale ať už je tato mapa sebevíce působivá, člověk si nemůže být jist, zda struktury, které na ní pozorujeme, jsou opravdové, nebo zda se náhodou nejedná jen o jakousi projekci. Koneckonců víme, že ani známá souhvězdí nejsou fyzickými seskupeními. Hvězdy v souhvězdích leží v rozličných vzdálenostech do Slunce. Z toho důvodu se principiálním nástrojem kosmografie staly systematické průzkumy oblohy, při kterých vědci zkoumají červené posuvy galaxií.
Proslulým příkladem takovéhoto přístupu je prohlídka, kterou provedlo Harvardské-Smithsoniánské středisko pro astrofyziku a jejíž výsledky byly prvně publikovány v roce 1986. Vědci tehdy proměřili 1 061 červených posuvů u galaxií nacházejících se v úzkém proužku oblohy, galaxií, které byly v roce 1961 nalezeny při prohlídce oblohy zvané Palomar Sky Survey. Tatáž výzkumná skupina pak svá pozorování ještě rozšířila. Do devadesátých let 20. století bylo systematické zkoumání červených posuvů velmi pomalé a pracné, protože bylo nezbytné teleskop namířit na každou galaxii zvlášť, nasnímat spektrum, zjistit červený posuv a teprve poté až potom přejít na další galaxii. Získání několika tisíc červených posuvů zabralo teleskopům celé měsíce a celá procedura často trvala i několik let. Potom ovšem byla vynalezena vícevláknová zařízení a rovněž vznikly širokoúhlé teleskopy, jež astronomům umožnily pořídit kolem čtyř stovek spekter na jedno namíření dalekohledu. Jednou z nejmladších generací spektrálních prohlídek je tzv. prohlídka 2dF (Two-Degree Field), kterou realizovala Británie a Austrálie. Vědci z těchto zemí ke své práci využili tzv. Anglo-australský teleskop, jehož úkolem je mapování polohy zhruba 250 000 galaxií.
Shluk mnoha galaxií v prostoru obecně označujeme jako kupu galaxií nebo galaktickou kupu. Kupy mohou být systémy rozličných velikostí a s různým počtem členů. Například naše galaxie, Mléčná dráha, je členem takzvané místní skupiny galaxií, což je spíše malá kupa, v níž další a jedinou velkou galaxií je pouze Velká galaxie v Andromedě (M31). Druhý extrém představují velké, tzv. bohaté kupy galaxií, také známé jako Abellovy kupy, jež obsahují několik stovek či dokonce tisíc galaxií v oblasti, která má v průměru několik milionů světelných let: význačnými členy takovýchto seskupení jsou kupy galaxií v Panně a ve Vlasech Bereniky. Mezi těmito dvěma extrémy leží systémy, do kterých se galaxie váží nejčastěji – agregace galaxií o různých hustotách a počtu členů. Nejhustší Abellovy kupy jsou zřejmě zhroucenými objekty, které pohromadě drží gravitací. Méně bohaté a prostorově rozlehlejší systémy nemusejí být vázány tímto způsobem, ale mohou jednoduše odrážet obyčejnou statistickou tendenci galaxií se shlukovat.
Jednotlivé kupy galaxií ale pořád nejsou těmi největšími strukturami, jaké lze spatřit. Rozložení galaxií na škálách větších než 30 milionů světelných let ukazují také bohatou komplexnost. Nedávná pozorování naznačila, že galaxie nejsou rozloženy jednoduše v „hrudkách“ – jako Abellovy kupy – , ale rovněž i v kvazilineárních strukturách zvaných vlákna nebo ve zploštělých lívancových strukturách, jakou je třeba Velká zeď. Jde o zhruba dvojrozměrnou strukturu galaxií, kterou v roce 1988 objevili astronomové z Harvardova-Smithsonianského střediska pro astrofyziku. Rozměry Velké zdi jsou přinejmenším 200 milionů na 600 milionů světelných let, ale její tloušťka je pouhých 20 milionů světelných let. Obsahuje mnoho tisíc galaxií a její hmotnost je minimálně 10 na 16 hmotností Slunce. Bohaté kupy jsou samy seskupeny do velice slabě vázaných aglomerací nazývaných nadkupy. Známe řadu takových, které obsahují od desíti do padesáti bohatých kup. Nejznámější je nadkupa galaxií Shapley, zatímco nejbližší je Místní nadkupa, v jejímž středu je kupa galaxií v Panně, zmíněná výše. Víme i o nadkupách s průměrem 300 milionů světlených let, které mají hmotnost odpovídající 10 na 17 Sluncí.
Tyto struktury jsou plné obrovských, bezmála prázdných oblastí, z nichž leckteré vypadají skoro sféricky. Prázdná místa obsahují daleko méně galaxií, než činí průměrná hodnota, popř. v nich hvězdné ostrovy zcela chybí. V rámci komplexních prohlídek oblohy na vzdálenostech do dvou set milionů světelných let vědci nalezli prázdná místa s hustotou nižší než deset procent průměrné hustoty. Existence rozlehlých prázdných míst není překvapující, protože když vznikly oblasti s vyšší hustotou, je nutné, aby existovala i takto řídká místa.
Když se člověk dívá na mapy velkoškálové struktury, vidí rozlehlou kosmickou „pavučinu“, spletitou síť zkřížených řetězů a ploch.

Tento text je úryvkem z knihy
Peter Coles: Kosmologie – Průvodce pro každého
Překlad Oldřich Klimánek
O knize na stránkách vydavatele

autor