Scénař Mrtvé oázy vesmíru --------------------------- Úvod V knížkách o astronomii vždycky nejvíc zaujmou obrázky různých mlho- vin. Barevné fotografie z gigantických teleskopů zachycující prachové nebo plynné mlhoviny v nejruznějších modifikacích a tvarech. Nepřehlédnutelné jsou také spirální mlhoviny. Uchvacují dokonalým tvarem spirál, přestože jsou od Země neporovnatelně dál, než ostatni mlhavé objekty. Spirální ml- hoviny jsou jedním z typu námi pozorovaných galaxií i když nepochybně, díky svému tvaru, tím nejnápadnějším. Ostatní typy galaxií už nemají tak úchvatné vzezření, přestože nejsou o nic méně zajímavé. Na snímcích vypa- dají jako vřetena, mlhavé chomáčky nebo se maskují jako obyčejné hvězdy. Tato přednáška je věnována právě galaxiím. Nejprve se s galaxiemi seznámíme, setkáme se s několika jejich typickými exempláři, lehce se ponoříme do historie odkrývání jejich existence, shlédneme jejich zrychlený vývoj a objevíme fantastické neuvěřitelné věci v jejich centrech. Pochopení mnoha vlastností galaxií vyžaduje léta studia, dřiny, odříkání a protože jen málo kdo znás byl ochoten jej podstoupit, omezíme se jen na letmý dotek jejich skutečného světa. I ten snad bude uchvatný. O galaxiích Na úvod se hodí představit s kým máme tu čest a proto si ukážeme několik obrázků galaxií a uvedeme k nim pár údajů. Z pohledu pozorovatele jsou galaxie mlhoviny s určitou strukturou (``spirální mlhoviny''). Obecně je galaxie představována gravitačně vázanými podsystémy menších objektů (hvězdy, planety, plyn atd.). Naše Galaxie se na obloze zobrazuje jako Mléčná dráha. Na to abychom se rozkoukali a zjistili, o co jde, si ukážeme několik pěkných obrázků galaxií pořízených HST. ... a na monteboo. NGC 1309 Jeden z nejfotogeničtejší objektů, na které ve vesmíru narazíme, jsou spirální galaxie. Už první pozorovatelé v pradavných dobách je spaytřili jako malé mlhavé větrníčky se strukturou vodního výru. Nejnovější pozorovací technika představovaná v našem případě HST ukáže v galaxiích fantastické množství detailů. Na tomto snímku vidíme charakteristický tvar spirální galaxie s jasným jádrem obklopeným několika spirálními rameny. Jádro je obvykle tvořenou hustou hvězdokupu a zní vybíhají ramena. V nich rozlišíme nejjasnejší hvězdy, otevřené hvězdokupy, oblasti vysoceionizovenho a svítícího plynu (emisní mlhoviny) a také tmavé pásy chladných mezihvězdných mračen. Protože se obvykle galaxie nevyskytují osamoceně, v okolí těch největších se dají najít další okolní menší galaxie. Tneto snímek jako i řada následujích pochází z projektu Hubble Heritage, přinášející ty nejlpší snímky z HST. NGC 1300 Pokud galaxie nežije zcela osamoceně, tak se občas stává, že přijde o svůj předpisový spirální tvar a stane se z ní galaxie s příčkou jakou je právě NGC1300. Ta kromě charakteristických rysů pro spirální galaxii obsahuje navíc kolem jádra tzv. příčku neboli mlhavý útvar zhruba tvar, jak ukazuje tato galaxie. Příčný rozměr této galaxie je přibližně 100 tisíc světelných let a je od nás vzdálena asi 70 miliónů světelných let. V centru této galaxie leží asi 3 tisíce ly velká oblast se spirální strukrurou. M 82 Přehlídku velkolepých snímků z HST ukončíme obrzákem M82. Jde o galaxii bez nějaké pravidelné struktury, ale o to zajimavější. Pojemnování "doutník" si vysloužila právě svým tvarem. Mladé hvězdy, které se v ní rodí asi 10x rychej než v naší galaxii, jsou v ní sdruženy do gigantických hvězdokup a obklopeny prachem a plynem. Právě nasvícený prach v nich můžeme pozorovat ve viditelbném světle, zatímco silně ionizovaný vodík, naznačený rudou barvou je naším očím méně přístupný. M82 je vzdálena pouhých 13 miloónů ly. Snímky z Monteboo Vraťme se ale na zem. Atmosferické podmínky na zemi, především turbulence a pohlcení světla vzdálených objektů v zemské atmosféře nám zamezují na zemi dělat podobné věci, jaké padají z HST. Nicméně jen tak na ukázku je zde uvedeno několik snímků, které jsem udělal se spolupracovníky na naší MonteBoo observatoři 60cm dalekohledem vybaveným CCD kamerou. Na obrázku vlevo nahoře je vidět objekt který právě v této chvíli prochází vysoko nad našimi hlavami, je to spirální galaxie NGC 891, viditělná i sometem a u které můžeme po delší expozici (asi 20 min) pozorovat v rovině pás tmavého plynu a prachu. Nedaleko od ní v těsném blízkosi M31 je eliprická galaxie M110. Typická eliptcká galaxie se vyznačuje eliptickým tvarem a nejsou v ní rozeznat ani gigantickými teleskopy žádné podrobnosti. Eliptické galaxie jsou jakoby balonky nafouknuté plynem z hvězd. Tento snímek byl získán nedavno po několika hodinách snažení KB. Některé galaxie nebo lépe řečeno mimogalaktické objkekty moc klasické spirální galaxie ani moc nepřipomínají. Jendím z takových objektů je objekt s názvem BL Lac, který dokonce v době objevu zmátk i zkušeného Hoffmeistera, který jej považoval za nepravidelnou proměnou hvězdu. Bl Lac je hlavním předstvaitelem třídy tzv. blazarů, se ketrými se ještě setkáme. Dokonce ani některé dvojhvězdy nemusí být dvojhvězdami. Příkladem je dvojtý quasar QSo.. který byl na konci 70tých let rozlišen pomocí spektra jako dvojice quasarů a byl to první známý případ gravitační čočky. Jen tak pro zajímavost jeho magnituda se pohybuje kolem 17 - 18 mag. Předgalaktická doba Astronomové to mají podstatně těžší než například biologové, protože někdy musí nejprve objevit to co vlastně mají zkoumat. Podobně tomu bylo u galaxií. To že vesmír není jen prostor nějak rovnoměrně zaplněný hvězdami, ale ze se hvězdy, plyn, prach a temná hmota sdružují do ostrovů - galaxií - se astronomové poprvé začaly rozeznávat teprve před 90-ti lety. Do té doby se předpokládalo, že vesmír je (řečeno dnešním jazykem) naše Galaxie, hvězdy jsou rozloženy nějak všude a se sdružují maximálně do hvězdokup. Tvar naší galaxie se snažili zmapovat prostřednictvím počítání hvězd na tzv. vybraných hvězdých polích (jejihž označení se používá dodnes). První s tím začal W. Hershell. Přestože ve svém gigantickém teleskopu viděl řadu galaxií, říkal jim prostě mlhoviny. Spirální, výrové, eliptické atd.. ale prostě jen mlhoviny. Na druhou stranu se mu ovšem nelze divit, hvězdy neměl v galaiích šanci rozeznat a tak pro něj byly galaxie skutečně jen mhovinami. Jacobus C. Kapteyn (dánsko) opakoval klasické měření Hershela s podstatně lepší technikou a metodami, ale došel zhruba ke stejnému, i když sofistikovanějšímu výsledku, výsledku. Ve staší české literatuře se občas setkáme s termínem "extragalaktická mlhovina" označující prostě galaxie. Název se z dnešního hlediska může zdát poněkud komplikovaný, ale jeho geneze je právě pozustatkem toho, co se stalo před 90ti lety... Zrození věku galaxií Metody založené na počítání hvězd v různých směrech jsou založeny na řadě předpokladů, nicméně nejdůležitější je, že nepotřebují znát vzdálenost měřených objektů. Je to jejich velká výhoda a zárověň i velká nevýhoda. Výhoda spočíva v tom, že na to stačí velmi omezené přístroje, nevýhoda v tom, že je to metoda příliš citlivá na systmeatické odhyclky. Mimochodem, dodnes se používá při studiu GRBů a taky moc nevychýzí. Přesné měření vzdálenosti (nebo alespoň jakýkoli její smysluplný odhad) byl klíčem k rozlousknutí záhady. Přípravný krok učinila Henrieta Leavitt, když zjistila z pozorovaní Cepheid povětšinou v malém magelanově mračně, že existuje souvislost mezi peridou světelných změn a vzdáleností. Ukazalo se, že podobné závislosti platí i pro ostatní pulsujicí proměnné. Toho využil Harlow Shapley při studiu kulových hvězdokup. Jak víme, ty jsu po obloze rozdělené dost nerovnoměrně. Pozorováním hvězd typu RR Lyr a W Wirgo v kulovkách byl schopen zjistit jejich rozložení v prostoru. To byl první důkaz o existenci naší galaxie, jak jsou v ní rozloženy hvězdokupy v halu, jak známe dnes (jedině se změnily skutečné rozměry se zpřesněním měření vzdáleností všeobecně). Skutečný zásadní krok v rozeznávání strukruty vesmíru pak provedl na začátku 20tých let 20teho stoleti Edwin Powell Hubble. Pomocí tehdy největšího dalekohledu (100" daekohedu na Mn. Wilsonu) prováděl dlouhé expozice spirálních galaxií a hledal v nich Cepheidy. Touto metodou se mu podařilo určit skutečně vražedné vzdálenosti ve vesmíru který se rázem rozpadl na jednotlivé galaxie. Klasická galaktická doba Jakmile se podařilo úspěšně objevit galaxie, mohli je astronomové začít zkoumat. První dva důležité závěry učinil samotný Hubble. Svou přehlídku galaxi publikoval v Hubbleově atlasu galaxií společně s Hubbleovou sekvencí(viz dále) a publikoval Hubbleův zákon. Současně se studiem vzdálených galaxií pokračovaly studie našeho Slunečního okolí, Kapteynův žák, Jan Hendrik Oort navázal na práci Bertil Lindblad, pochopil a na jejím základě vypracoval teorii pohybu hvězd v naší galaxii. Z jeho popudu bylo zahájeno měření rozložení neutrálního vodíku v naší galaxii a zmapována tak vlastně její struktura. Na jeho práce navazovali dvě skupiny badatelů snažících se objasnit rozdílný vzhed eliptických a spirálních galaxií. V případě eliptických galaxií bylo vytvořeno několik modelů, se základem v kulových hvězdokupách, jímž jsou nápadně podobné (King). Nejnápadnější rys spirálních galaxií pak ve svém elegantním analytickém modelu objasnily Frank H. Shu a Li rozvinutím myšlenek Donald Lynden-Bell, jež je pravděpodobně autor myšlenky, že v centrech galaxií trůní černné díry a možná že vymyslel i quasary. Mléčná dráha Většina z nás bude mít pravděpodobně srdcový vztah ke galaxii, v níž se narodily - k Mléčné dráze. Daleko za městem si můžeme vychutnat její krásu v podobě pásu obepínající jak prstenec celolu naši oblolhu. Zkusíme si ji ted trochu blíže předsavit na úrovni našich současných znalostí. MD je spirální galaxie s centrální příčkou a s hmotou 10e11 sluncí. Obsahuje asi 200-400 miliard hvězd. Predstavuje typickou spirální galaxii. S hvězdami uspořádanými v rovině, v ramenech je taktéž mezihvězdna hmota. V cetru truni černá díra obklopena centrální výdutí, což je hustá hvězdokupa zhruba připomínající malou eliptickou galaxii. Mimo rovinu disku se časem rozptýlily staré kulové hvězdokupy obsahující hvězdy z původního materiálu, ze kterého vznikla naše galaxie. Hvězdy v disku už jsou další generací. Někde v disku nebo halu je soustředěna tzv. temná hmota, jíž nevidíme, ale kterou můžeme pozorovat prostřednictvím gravitačního čočkování a uvádí se, že je jí přibližně 3x víc jako viditelné hmoty. Slunce sídlí v galaktickém disku asi 25000 světlených let od centra. Obíhá rychlostí 200km/sec galaktický rok je tak přibližně 200 milliónů let. Centrum Mléčné dráhy - dráha objektu S2 V předchozím bylo řečeno, že uprostřed MS trůní BH. Pokud nevěříte, vzpomeňte na klasickou astronomickou metodu vážení hvězd. Z oběžné periody a vzdálenosti objektů lze snadno vypočíst hmotu centrálního tělesa. dalekohled YEPUN (jeden ze čtyř 8.2 m dalekohledů VLT ESO v Chile) NaCo (NAOS-CONICA) je systém adaptivní optiky v blízkém infračerveném oboru (1.6~$\mu$m, 3.5~$\mu$m) předchozí data: KECK/NIRC (10 m), NTT/SHARP (3.6 m) *jde o běžnou hvězdu pozdního typu *oběžná perioda asi 20 let, peri-holum (přídíří) nastalo na jaře 2002 (oficiální názvy: perenigricon, aponigricon) * projekce nejkratší vzdálenosti byla asi 17 světelných hodin (3x vzdálenost Slunce -- Pluto) * rychlost v přídíří byla kolem 5000~km/s\\ (Země kolem Slunce obíhá rychlostí 30~km/s) * excentricita dráhy 0.87 *hmota v ohnisku dráhy (Sgr A*) je $(5+- 3) x 10^6 M_{\odot}$: \[M_{BH} + M_{S2} = \frac{4\pi^2}{G} \frac{a^3}{P^2}\] Škatulky Záhy po tom, co Hubble rozeznal jednotlivé galaxie, začal je třídit do skupin. Navrhl to co dnes označujeme jako Hubbleova sequence. V ní na jeden konec dal eliptciké galaxie plynule se zplošťující do čočkovitých galaxií, ze kterých začínají vybíhat spirální ramena. Tuto sekvenci ve své knize zdůvodnil jako vývojové stádium pomalu se roztáčející galaxie. Trochu nebylo jasné, proč se ale spirální ramena někdy navazují na jádro přes příčku a nepravidelné galaxie nezapadají do schématu vůbec. Dnes víme, a za chvilku se i přesvědčíme, že galaxie se vyvíjí poněkud jinak. V každém případě ale Hubble geniálně vystihul míru rotace galaxií, která má skutečně zleva do prava svůj trend. Hubbleobo třídění je ale navíc docela praktické, zaužívané a dobře zapamatovatelné, takže se udrželo až dodnes. Od dob Hubbleho se ale obejvila řada nových skutečností, které do klasického schématu nezapadají. Ukážeme si je na případech tří nejdůležitějších typů. Spirální galaxie Spirální galaxie (i s příčkou), jak je známe jsou všechn na jendo brdo. Ramenaté galaxie s novými hvezdami v ramenech, občas vybuchujícími supernovami, atd. Proč mají spirály spirály? Věci v přírodě se obvykle podléhají různým silám a pokud se síly nějak vyrovnají, jsme v klidu, v rovnováze. Malé odchylky od rovnováhy ale mohou ukazovat zajímavé chování. Příkladem jsou zvukové vlny nebvo vlny na vodě. Celek je v rovnováze a okraje se vlní.. a přesně tak to je se spirálami v galaxiích. Ty vznikají jako důsledek malých odchylek v počtu hvězd v nějaké čsáti galaxie a vedou k něčemu, co by jsme mohli nazvat vlnky v galaxii. Podobným způsobem jako v galaxích se setláváme běžně na zemi když sledujeme vodní výry. Tam jsou ke středu tako takové vlákna nebo vlnky a kdyby jsme je označili bavivem tak by jsme dostali analogické obrazy. Takový tvar těchto spirálních ramen je dán čistě kruhovou symetrií a centrální silou a je proto odlišný od běžných vln na vodě. Tyto tzv. hustotní vlny (vlny v počtu hvězd) poprvé exatktne propočítaly F. Shu a L. Lin na základě ideí Lynden-Bella. U některých spirálních gaalxií se ale ukazuje, že mají neobvykle jasné a výrazné jádro. Příkladem takové galaxie můžer být M77. Pokud jste ji viděli i v poměrně velkém dalekohledu. Snadno jste si ji mohli spelst s hvězdou protože například v sometu je to skutečně spíš jasnější hvězda než nějaka galaxie. V Cvn je gal NGC 4151 která sice galaxii přece jen trochu víc připomíná, avšak její jádro je opět mnohem víc svítivější než zbytek galaxie a navíc se poměrně rychle opticky proměnné, dokonce tak, ze M. Lehky z HK má pozorovací řadu přibližně 15 let dlouhou. Obě tyto galaxie totiž nejsou jen tak ledajaké, ale tzv. galaxie s aktivním jádrem. Z pozorování plyne, že jejich jádro je skutečně malé (srovnatelné s velikostí sl. soustavy) a přitom je v něm ukrytá gigantická černá díra roztáčející kolem sebe hmotu ve smrtelných rychlostech. Jak se hmota o sebe tře a zahřívá se přitom, začíná svítit a právě tento svit můžeme pozorovat. Ani mimořádně velké nahuštění hvězd by nebylo schopné něco podobného vysvětlilt. Eliptické galaxie Na rozdíl od mírně neuspořádaných spirálních galaxií jsou eliptické na první pohled vozrem dokonalosti. Asi největší, nejhmotnější, nejbližší atd eliptikcou galaxi, jakou známe je centrum kupy galaxií v Panne M87. Máme štestí, že jsme od ní přibližně 60 miloónů světlených let daleko, protože jinak by tu naši galxii schlamstla jak malinu (její hmota je minimalně 1000x větší než veškerá hmota naší galaxie(!). Tatko galaxie je ještě zajímavější než si myslíte... Naopak nejmenší z eliptických galxií jsou tzv. trpasličí eliprické galaxie. Typicky jde o souputníky Mléčné dráhy, kterí s ní pomalu ale jistě spývají. Typickým prákladem je Sag... Nepravidelné galaxie Asi nejznámějším představitelem nepravidelných galxií jsou Magellanovi oblaka. Nemají žádná ramena, snad jen něco, co by se dalo nazvat příčkou, jsou k nám blízko a můžeme v nich pozorovat Cerpheidy a supernovy. Za oboje jsme jim vděčni. M82 je aktivní galaxie ale ne galaxie s aktivním jádrem. Speciální případ nepraviodelných galxií jsou interagující galaxie. Vždyzky, když dochází ke strázkám, může se objevit něco nového. A interagujcící galaxie mají opravdu co ukazovat. Hoagův objekt Naprosto neuvěřitelným příkladem interagující galaxie je Hoagův objekt. Arp Hoag publikoval jeho objev v r 1950 a jeho vzezření můžeme vidět na obrzácích z HST, z Palomaru a z MonteBoo. Je na něm vidět centrální eliptická galaxie obklopená prstencem z látky připomínající obyčejná ramena spirální galaxie avšak zcela bez spirál. H. objekt se řadí k tzv. prstencovým galaxiím a je od nás vzdálen 600 miloonu ly. Nachzácí se v Hlavě Hada. Průměr centrální oblasti vidíme asdi 6" ve skutečnosti má 17 tisíc ly (necelá vzdálenost Slunce - gal. centrum) a prstenec má rozměry asi 28" do 45" což je asi 70-120 tisíc ly. Původně si Hoag myslel, že jde o gravitační čočku, protože le mají obě části stejný rudý posuv, je to vyloučeno. Skutečný důvod, proč něco takového vzniklo netušíme, nevíme, jak dlouho to existuje ani jak je možné, že je to k nám prakticky kolmo natočené. Je to zahada. Animace AGN Jak jsme se již zmínily, existují galaxie s jasným jádrem, kterým se říká Seyfertovky. V průběhu rozvoje pozorovací techniky se ale začalo přicházet i na další extragalaktické zajímavé objekty. Především rádioastronomie ukázala, že existují jednak velmi svítivé tzv rádiové hvězdy, neboli quasary a pak, že po obloze se rozkládají rozsáhlé laloky tzv. jetů. Jak to souvisí ale s galaxiemi? Quasary Nejjasnější známý quasar je 3c273. Kdo jej ještě neviděl vlastníma očima, tak určitě stojí za zhlédnutí. Sice vypadá jako obyčejná hvězdička ale ve skutečnosti když na něj pohlédnete tak vidíte záření akrečního disku a ne světlo z hvězd, jak jsme zvyklí. Tyto objekty totiž vyzařují zcela jiné světlo než běžné hvězdy. Akreční disky Akrece = nabalování, sněhová akrece = Na obrázku je znázorněna představa akrečního disku. Z vnějšku padá hmota k centru ale protože nemíří přímo na něj, tak se míto přímého dopadu začne obíhat kolem. Protože už je tam ale nějaka hmota z dřívějška. Začně do ní nějak narážet. Zprvdu, daleko od centra jsou ječtě rychlosti objehu dost malé, takže se v podsattě nic moc neděje. Jak se ale hmota bliží k centru, oběh se stále rychlejsí a rozdilý mezi jednotlivýma vrstavma se zvětšují. Vrstvy se tak tak vzájemně o sebe třou a přitom zahřívají. Stejný prosec, jak když se někdo spálí o komerec, při šplhání atd. Energie hmoty v poli se tak přeměňuje na teplo, které je tak intenzivní, že je schopno dist zahřát na par desítek tisíc stupňů a ten pak vyzařuje světlo, které můžeme pozorovat jako quasar. Podmínkou je velmi malý centrální objekt, proto akreční disky vznikají obvykle jen kolem bilých trpaslíků, neutrobových hvězd nebo v našem případě kolem centrálních černých děr. Hmota, která se v díře pohltí nemusí být moc velká, udává se, že v případě quasarů je to asi jedno slunce za rok. Na obrázku vidímemateriál proudící do prachového toru v rovině disku... ten plynule přechází do světle modrého akrečního disku v jehož středu je centrální objekt. Jety M 87 Courtis(1918) publikoval v Lick Obs Pub snimek jádra M87 s jetem. První opticky pozorovaný jet. Jeho délka je asi $5$~tisíc světelných let. Je ovšem netypický, protože většina známých je pozorovaná radiově. Rádiová M87 (Virgo-A) byla společně s Centaurus-A identifikována jako první radiový zdroj s optickým (Bolton, Stanley & Slee 1949). O povaze těchto jetů se dlouho spekulovalo, především velmi dobrá viditelnost v rádiu a minimalní v optice byla zajímavá. Shklovskij v roce 1963 přišel s myšlenkami, které dodnes používáme (akrece jako zdroj hmoty a energie pro jety, kolimace jetů). Především s tím, že jety vyzařují sycnhrotronové záření (podobně jako Crabí mlhovina, na které si to ověřil). NGC 315 Obrázek ukazuje snímek v optickém oboru (podobný snímek můžeme pořídit dnes večer na MonteBoo) přes který je překreslena rádiová mapa. Vějířovitý jet je přibližně rozměrů eliptické galaxie (z=0.016, vzdálenost 65Mpc, rozměry 2x1.5'= 400x300kpc, asi 12mag). Rádiový obraz je s rozlišením 2". Zajímavostí je vzhled obou jetů. Ten spodní je viditelně slabší, což vyplývá i z rádiových map intenzit. Tento snímek, jako ten předchozí vyžadoval velmi mnoho práce při získání. Na první se musel zkonstruovat HST na druhý pak byla použita metoda aperturní syntézi. Zato je na tomto vidět poměrně přesně struktura jetu, včetně úhlu rozevření a intensit jetu a jak se mění se vzdáleností od jádra struktura jetu. Na snímku bylo možné taktéž měřit polarizaci i to, jak se mění v různých částech jetu (klesá k okrajům). Na tomto mbrázku je pak možné testovat různé hypotézy o vzniku a struktuře jetů, jejich stabilitu, jak jsou kolimovány atd. NGC 6251 Skutečné rozměry jetů ukáže pořádne jen rádiová mapa například NGC 6251. Ta je ve vzálenosti (z=0.025) asi 100 Mpc a rozměry se promítají pres asi jeden stupeň. Tedy víc jak 1Mpc! Velkorozměrová struktura byla získána Westerbork Synthesis Array Telescope in the Netherlands na 49cm. Podrobnější snímky pak přes VLA (very large array - rádioteleskopy z Holandska + Británie) a nejpodrobnejší přes VLBI (very large baseline interferometry - Holandsko, Británie, Kanda, Jižní afrika, Austrálie). Pěkně je tam vidět, jak "counterjet" - proti-jet je skoro neviditelný. Nadsvětelný pohyb v M87 Ze snímku z HST v optickém oboru jsou vidět struktury blízko jádra u kterým jsme v různých časech schopni určit polohu a se vzdálenosti určit následně i rychlost pohybu těchto objektů která vychází přibližně 6c a tedy nadsvětelně. Nepřesnosti ve vstupních údajích nehrají roli, neboť nejistota určení vzdálenosti M87 není větší jak 50% (M87 známe z rudého posuvu, avšak ten se kalibruje přes Cepheidy z kupy galaxií v Panně, u které je ovšem jádrem právě M87). Nejistota v určení polohy blobů (zhustků) také není moc velká. Vzdálenost M87 je 18Mpc. Snímek byl získan Johnem Birettou ze Space Telescope Science Institute a zobrazuje výřez z celého jetu. Měřítko je dáno vzdáleností prvních dvou blobů, která je asi 20 ly. Tuto vzdálenost přibližně urazí blob za 4 roky. Podává globální pohled na různé extragalaktické objekty. Unifikovaný model AGN - yeti Unifikovaný model aknivních galaktických jader je model, který se snaží vysvětlit různé typy extragalaktických objektů tím, že jde o jeden komplexní druh objektu na kterého se díváme z různých stran (pod různými úhly). Je to tedy zcela něco jiného než u hvězd, které jsou sféricky symetrické. Příkladem podobného objektu je i Saturn, u nějž občas nejsou vidět prstence, v případě, že je natočen vůči zemi tak, že Země leží v rovině prstenců. Podobně je to i s jádrama aktivních galaxií. Model je takový, že kolem černé díry se utvoří z okolního materiálu horký disk (v podstatě prstenec jak u Saturna) a kolmo na něj jsou jety. Když pak vidíme koukáme do roviny disku, tak nevidíme nic moc divokého, protože je zacloněna okolním materiálem. Nicméně protože disk je na okrajích chladný vidíme vesměs zakázané čáry (OIII, NII,..). Jet je kolmo na něj a vypadá jako charakteristický jet v dádiu jak bylo vidět u NGC 6251. Pokud sledujeme disk pod určitým úhlem, vidíme větší část disku, která září jako AČT a tak se v pozná kvasar. Jet je stále opticky neviditelný ale rádiově dělá to co v případě NGC 315. Pokud koukáme přímo do jetu vidíme blazar neboli silně opticky proměnný objekt praktricky bez spektrálních čar a bez okolní galaxie. Pouze v případě blazarů se pozorují nadsvětelné pohyby. Jet je vidět opticky proto, že díky tomu, že se k nám mimořádně rychle přibližuje, tak je zesílena intensita jinak slabého jetu. U M87 máme štěstí, že je to hodně skloněné a navíc blízko, takže to není jen bodový zdroj jako u ostatních blazarků. Název mikrokvasar je analogie obyčejného kvasaru. Rozdíl je jen ten, že uprostřed mikrokvasaru je buď neutronová hvezda nebo černá díra s hmotou hvězdy a látku dodává hvězda která je s tímto kompaktním objektem ve dvojhvězdě. Nicméně i tímto mechanismem vznikne disk a jet. Zajímavé, zdá se, že rovnice popisující kvasary jsou stejné jako je to u dvojhvězd. Takovéto objekty jsou vesměs silými zdroji UV, X a gamma záření. UV a X, je hlavně díky tomu, že disk je zahřát na velmi vysokou teplotu (ta je tím větší čím blíž se dostane hmota k centru gravitace, čím je víc hmoty a díky tajmnému mechanismu tření. Ještě větší energie pak pochází od urychlených částic v jetu. Díky silnému mag. poli (pozoruje se polarizace) jsou vyzařují elektony bržděny a vyzařují synchrotronově (platí ovšem jak pro krátko- tak dlouhovlnou oblast). Další zdroj krátkovlnného záření je inverzní Comptonův jev, tedy přitrvzení fotonů rychlým elektronem. Na oboje se přišlo analýzou spekter gamma záření těchto objektů, kdy se pozorují dva vrcholy ve spektru a nejvíc na to pasují práve spektra těchto dvou procesů. Z toho se pak dají zjistit i podmínky, při jakých záření vzniká a z toho naopak usuzovat zpětně na unifikovaný model.