| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Nejstarší známá planeta?
Jakub Rozehnal
|
Neutronová hvězda - těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než cca 3 MS (Landau-Volkoff-Oppenheimerova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu 10 km, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Pulsar - velmi rychle rotující neutronová hvězda, vysílající pravidelné záblesky. Jedná se o důsledek faktu, že rotační osa nesouhlasí s osou magnetickou. Rotující magnetosféra strhává a urychluje nabité částice, které unikají v úzkém svazku a vytváří tak efekt majáku. Milisekundový pulsar - Při přetoku látky z hvězdy na pulsar dochází k urychlování jeho rotace. Záblesky se proto zkracují a jejich perioda dosahuje milisekundových hodnot. Po ukončení přenosu látky se pulsar začíná vlastním vyzařováním opět zpomalovat. Rocheův lalok - prostorové ohraničení ekvipotenciální plochy systému dvou hvězd. Tato plocha se stejnou potenciální energií má tvar osmičky, složené ze dvou kapkovitých útvarů – Rocheových laloků. Pokud hvězda zcela vyplní prostor svého Rocheova laloku, dojde k přetoku látky na druhou složku. Kulová hvězdokupa - systém obsahující statisíce až miliony hvězd, držený pohromadě gravitací. Hvězdy v kulových hvězdokupách neobsahují prakticky žádné těžší prvky a jsou proto velmi staré. Vznikly z prvotního plynu – vodíku a hélia v zárodcích budoucích galaxií. Teorie vzniku planetárních systémů - standardní teorie vzniku planetární soustavy postupnou akrecí z protoplanetárního disku předpokládá postupné nalepování částeček prachu za vzniku prachových zrn a větších celků, tzv. planetezimál. Gravitačním působením mezi planetezimálami vznikají budoucí planety. Nutným důsledkem platnosti této teorie je však rozdílné stáří všech planet – planety blíže ke hvězdě vznikají i o řád rychleji než planety na periferii. Tato teorie také předpokládá vznik plynných obrů až sekundárním nabalením plynů na jádra o velikosti Země. Naproti tomu teorie vzniku gravitačními nestabilitami předpokládá rychlý vznik všech planet naráz zhroucením částí prachoplynného oblaku. |
Milisekundový rádiový pulsar PSR B1620−26 se nachází v blízkosti centra kulové hvězdokupy M4 v souhvězdí Štíra, ve vzdálenosti 7 200 světelných let od Země. Je součástí systému třech gravitačně vázaných těles – neutronová hvězda s hmotností cca 1,4 MS obíhá okolo společného těžiště spolu s bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,3 MS s periodou 191 dní a tvoří tak vnitřní část systému. Okolo společného těžiště této soustavy však obíhá ve vzdálenosti 50 AU ještě další těleso s hmotností přibližně trojnásobku hmotnosti Jupitera.
Kulová hvězdokupa M4. Poloha bílého trpaslíka - průvodce pulsaru B1620−26
Samotný objev planety, obíhající okolo neutronové hvězdy, nebyl pro astronomy ničím novým. Roku 1994 byly u pulsaru PSR B1257+12 objeveny tři planety s hmotností srovnatelnou se Zemí, obíhající po kruhových drahách do vzdálenosti 1 AU od neutronové hvězdy. Dosud není zcela jasné, zda mohly planety přežít takovou událost, jako je výbuch supernovy, jež vzniku neutronové hvězdy předchází, nebo zda se zformovaly dodatečně z vyvrženého materiálu.
Objev planety u pulsaru PSR B1620−26 však odhalil řadu dalších překvapivých skutečností.
V první řadě je to samotné odhalení původu vzniku této exotické soustavy. Jeden z možných scénářů vývoje systému začíná u staré neutronové hvězdy, vázané v binárním systému. Tato soustava se měkce střetla se soustavou hvězda-planeta. Doprovodná složka neutronové hvězdy byla gravitací vymrštěna mimo trojhvězdu a planeta zaujala místo na oběžné dráze okolo nově vzniklé soustavy neutronová hvězda – hvězda hlavní posloupnosti. Z té se postupem času stal červený obr, jehož hmota vyplnila celý Rocheův lalok a začala proudit přes akreční disk na neutronovou hvězdu. Tím došlo k jejímu rychlému roztočení a vznikuí milisekundového pulsaru.
Počáteční podmínky tohoto scénáře byly podrobeny řadě numerických simulací a ukázalo se, že v 15% případů dojde k vytvoření podobné soustavy, jako u pulsaru PSR B1620−26. Ve většině takových případů byla výsledná dráha planety 10 až 100 krát větší než původní vzdálenost složek binárního systému, což odpovídá pozorování. Tato teorie má však dva velké nedostatky. Prvním problémem je fakt, že stáří milisekundového pulsaru by muselo být alespoň zhruba srovnatelné se stářím trojitého systému. Výpočty ukazují, že planeta obíhá okolo centra po dráze s velkou poloosou cca 50 AU, takže její dráha je vzhledem k velké hustotě hvězd v centru hvězdokupy dosti nestabilní. Odhadovaná životnost objevené soustavy je 3×107 let, tedy podstatně méně než odhadované stáří pulsaru (109 let). Doba životnosti soustavy se však významně prodlužuje v závislosti na vzdálenosti od centra hvězdokupy, kde klesá hustota hvězd. V polovině vzdálenosti směrem od centra ke kraji je již životnost systému na úrovni 109 let. Takovýto model vyžaduje, aby byl celý sytém, který se nyní (v projekci) nachází v blízkosti centra, ve skutečnosti na oběžné dráze, jež sahá daleko od jádra a dovoluje soustavě trávit většinu času mimo husté středové partie.
Druhý problém se týká excentricity centrální dvojhvězdy. Uvedený model vzniku této soustavy ukazuje, že zároveň s přechodem planety na vnější oběžnou dráhu dojde díky působení slapových sil k cirkularizaci drah vnitřního systému. To je však v rozporu s nově naměřenými daty, takže vyšší excentricita vnitřní dráhy zůstává nevysvětlena. Bylo by možné jí vysvětlit druhotnou kolizí s další hvězdou, která by však zároveň s velkou pravděpodobností způsobila nestabilitu na vnější oběžné dráze. Výpočty ukazují, že k podobným druhotným setkáním skutečně může dojít, dokonce jsou vhledem k hustotě hvězd v centru hvězdokupy velmi častá. Od doby svého vzniku by tento systém prošel nejméně 10 takovými setkáními, což snižuje pravděpodobnost zachování planety na vnější oběžné dráze pod 1%.
Jiný model proto předpokládá existenci milisekundového pulsaru již v době před kolizí se soustavou hvězda – planeta, ovšem numerické výpočty ukazují, že v tomto případě je pravděpodobnost zachycení planety oproti pravděpodobnosti zachycení hvězdy zhruba pětkrát menší.
Bez ohledu na výše uvedené problémy však nejnovější data naměřená s pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu přikládají větší váhu prvnímu modelu. Například se ukázalo, že bílý trpaslík – sekundární složka trojčlenného systému, vznikl až v době po jeho vzniku. Pravděpodobná platnost prvního modelu však přináší obrovský zvrat do našich představ o vzniku planet a planetárních systémů. I když pomineme samotný fakt, že kulové hvězdokupy jsou vzhledem k častým gravitačním kolizím hvězd a vzhledem k malému zastoupení těžších prvků zcela nevhodnými místy pro tvorbu planet, ukazuje se, že pro splnění všech podmínek platnosti prvního modelu musíme předpokládat, že planeta se zformovala na okraji kulové hvězdokupy M4 před více než 12,5 miliardami let! Standardní teorie vzniku planetárních systémů postupnou akrecí z protoplanetárního disku však předpokládá, že obří plynné planety vznikaly až druhotně, nabalením plynů na pevná jádra o velikosti Země. Takový způsob vzniku je však vhledem ke stáří planety téměř vyloučen – v době jejího zformování ještě neexistovalo dostatečné množství těžších prvků, potřebných k vytvoření pevného jádra. Ke slovu proto přichází alternativní teorie rychlého vzniku planet gravitačními nestabilitami přímo ze zárodečných disků. Je-li tato teorie pravdivá, pak musíme konstatovat, že planet se ve vesmíru nachází ještě mnohem více, než jsme se dosud domnívali – a to je další závažný důsledek modelu vzniku této bizarní trojčlenné soustavy.
Odkazy
