Zobrazení zdroje stránky Vlákno horkého plynu

{{K rozšíření}}
'''Vlákno horkého plynu''' v [[astronomie|astronomii]] označuje protáhlou strukturu [[plyn|plynu]] o vysoké [[teplota|teplotě]], která je často pozorována v různých [[vesmír|kosmických]] prostředích. Tato vlákna jsou klíčová pro pochopení dynamiky a vývoje mnoha [[astronomický objekt|astronomických objektů]] a [[struktura vesmíru|struktur ve vesmíru]], od [[galaktická halo|galaktických hal]] až po [[mezigalaktické médium|mezigalaktické médium]] a [[kosmická pavučina|kosmickou pavučinu]]. Vlákna jsou typicky tvořena [[ionizovaný plyn|ionizovaným plynem]] (plazmatem), který emituje záření v [[rentgenové záření|rentgenovém]] nebo [[ultrafialové záření|ultrafialovém]] oboru [[elektromagnetické spektrum|spektra]].

== 📝 Vznik a charakteristika ==
Vlákna horkého plynu vznikají a jsou udržována různými fyzikálními procesy, které se liší v závislosti na jejich měřítku a prostředí:

* '''Galaktická jádra a halo:''' V centrech [[galaxií]], zejména těch [[aktivní galaktické jádro|aktivních]], mohou vznikat vlákna horkého plynu v důsledku intenzivních procesů souvisejících s [[supermasivní černá díra|supermasivními černými dírami]]. Tyto [[černá díra|černé díry]] mohou pohánět [[trysky (astronomie)|trysky]] a [[vítr (astronomie)|větry]], které ohřívají okolní plyn a vytvářejí vláknité struktury. Příkladem je [[Fermiho bubliny|Fermiho bublina]] v centru [[Mléčná dráha|Mléčné dráhy]], kde jsou pozorována rentgenová a gama záření z horkého plynu.
* '''Kupad galaxií:''' [[Kupa galaxií|Kupady galaxií]] jsou největšími gravitačně vázanými objekty ve vesmíru a obsahují obrovské množství horkého plynu v [[mezigalaktické médium|mezigalaktickém médiu]] (ICM). V tomto ICM se často objevují filamenty (vlákna) horkého plynu, které jsou důkazem probíhajících procesů [[akrece (astronomie)|akrece]] materiálu do kupy, kolizí menších galaxií nebo zbytkových stop po tryskách z [[aktivní galaktické jádro|aktivních galaktických jader]]. Tento plyn dosahuje teplot milionů stupňů Kelvina a je primárním zdrojem [[rentgenové záření|rentgenového záření]] z kup galaxií.
* '''Kosmická pavučina:''' Na největších měřítcích je vesmír strukturován do [[kosmická pavučina|kosmické pavučiny]], která se skládá z hustých uzlů (kde se nacházejí kupy galaxií), vláken (filamentů) a prázdných oblastí (voidů). Teoretické modely předpovídají, že tato vlákna kosmické pavučiny by měla obsahovat obrovské množství teplého až horkého plynu (s teplotami desítky tisíc až miliony stupňů Kelvina), který představuje významnou část [[baryonová hmota|baryonové hmoty]] ve vesmíru. Pozorování těchto filamentů je však velmi obtížné kvůli jejich nízké hustotě, a proto se jedná o jednu z největších výzev moderní [[pozorovací astronomie|pozorovací astronomie]].
* '''Zbytky supernov:''' Po výbuchu [[supernova|supernovy]] se vytvoří expanzní obálka horkého plynu a plazmatu, známá jako [[zbytek supernovy|zbytek supernovy]]. Tyto zbytky často vykazují vláknitou strukturu, která je výsledkem interakce expanzního materiálu s okolním mezihvězdným médiem a magnetickým polem.

== 🔭 Pozorování vláken horkého plynu ==
Detekce a studium vláken horkého plynu jsou technicky náročné, neboť jejich záření je často slabé a rozptýlené. Nejčastěji se k jejich pozorování využívají:
* '''Rentgenové teleskopy:''' Vzhledem k vysokým teplotám emitují vlákna horkého plynu silné [[rentgenové záření|rentgenové záření]]. Teleskopy jako [[Chandra X-ray Observatory|Chandra X-ray Observatory]] (NASA), [[XMM-Newton]] (ESA) a budoucí [[XRISM]] (JAXA/NASA) jsou klíčové pro jejich detekci a mapování. Tyto teleskopy umožňují studovat rozložení, teplotu a složení horkého plynu.
* '''Ultrafialové teleskopy:''' Teplejší, ale méně horký plyn (řádově desítky až stovky tisíc Kelvinů) může být detekován v [[ultrafialové záření|ultrafialovém]] oboru, například pomocí [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]] nebo misí jako je [[COS (Cosmic Origins Spectrograph)]].
* '''Radioastronomie:''' V některých případech, zejména u zbytky supernov nebo v galaktických jádrech, mohou být vlákna horkého plynu spojena se synchronním zářením, které je detekovatelné v [[rádiové vlny|rádiovém]] oboru.

== ✨ Význam ve výzkumu ==
Studium vláken horkého plynu je zásadní pro:
* '''Pochopení formování a vývoje galaxií a kup galaxií:''' Poskytuje vhled do procesů, které řídí růst a vývoj těchto struktur.
* '''Hledání chybějící baryonové hmoty:''' Předpokládá se, že velká část baryonové hmoty ve vesmíru, která není pozorována ve hvězdách nebo galaxiích, se nachází právě v teplých až horkých vláknech kosmické pavučiny. Jejich detekce by potvrdila klíčové kosmologické modely.
* '''Studium zpětné vazby:''' Interakce mezi horkým plynem, aktivními galaktickými jádry a formováním hvězd.

Nedávné objevy, jako například detekce slabých rentgenových signálů, které by mohly pocházet z filamentů kosmické pavučiny, naznačují, že se astronomové blíží k vyřešení problému „chybějící baryony“. Tyto poznatky jsou klíčové pro naše celkové chápání složení a evoluce vesmíru.

---
== Externí odkazy ==
* [https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/hot-gas-filaments-at-the-center-of-a-galaxy-cluster.html Hot Gas Filaments at the Center of a Galaxy Cluster (NASA Chandra, anglicky)]
* [https://www.eso.org/public/news/eso1504/ VLT odhaluje gigantická vlákna horkého plynu (ESO, anglicky)]
* [https://skyandtelescope.org/astronomy-news/astronomers-trace-cosmic-web-through-hot-gas/ Astronomers Trace Cosmic Web Through Hot Gas (Sky & Telescope, anglicky)]
* [https://arxiv.org/abs/2101.12521 Direct detection of the cosmic web filament with X-ray emission (preprint, anglicky)]

{{DEFAULTSORT:Vlakno horkeho plynu}}
[[Kategorie:Astrofyzika]]
[[Kategorie:Kosmologie]]
[[Kategorie:Galaxie]]
[[Kategorie:Vesmír]]
[[Kategorie:Plyn]]