Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 10 – vyšlo 7. března, ročník 3 (2005) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

10/2005

Veleobří červené hvězdy

Ivan Havlíček

Astronomové Lowellovy observatoře ve Flagstaffu v Arizoně oznámili 10. 1. 2005 na setkání Americké astronomické společnosti v San Diegu v Kalifornii objev tří veleobřích červených hvězdČervený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. ve vzdálenosti několik tisíc světelných let od sluneční soustavy. Skupina pod vedením Dr. Philipa Massey zkoumala 74 veleobřích červených hvězdČervený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. v Galaxii. V rámci této studie byly objeveny a popsány tři dosud největší známé hvězdy KW Sagitarii (vzdálenost 9 800 ly), V354 Cephei (9 000 ly), a KY Cygni (5 200 ly). Všechny tři hvězdy mají poloměr 1 500 krát větší než Slunce (7 AU).

Vize červeného veleobra. Zdroj: NASA.

Červený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Červený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem. Svítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum). Jasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice: m2 − m1 = 2,5 log J1 / J2. Spektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy.

Velikost KY Cyg ve srovnání
s měřítkem sluneční soustavy.
Zdroj: Lovell Observatory.

VeleobřiČervený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. jsou hvězdami extrémně chladnými, dosahují nezvykle velkých rozměrů a přitom vyzařují obrovské množství energie. Povrch veleobra má teplotu okolo 3 500 K (hnědí trpaslíci jsou ještě chladnější) a taková hvězda vysílá do prostoru zhruba 300 000 krát více energie ve srovnání se Sluncem. Nejzářivější hvězdy mohou ve srovnatelném čase vyzářit až 5 milionkrát více energie.

Kombinace extrémních rozměrů, nízké teploty a vysoké svítivostiSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR²σT⁴. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum). z těchto hvězd dělá největší hvězdy, které byly dosud nalezeny. Jde o hvězdy v závěrečné fázi svého života, hvězdy vzniklé z původně modrých obřích hvězd, nejsvítivějších jaké ve vesmíru známe. Pro srovnání nejznámější veleobří červená hvězda Betelgeuse v souhvězdí Oriona má poloměr „jen“ asi 650 krát větší než Slunce (3 AU). Kdyby byla kterákoliv z těchto nově objevených hvězd svým středem umístěna do středu Slunce, její povrch by dosahoval až někam mezi dráhu JupiteraJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×10²⁷ kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole. (5,2 AU) a SaturnaSaturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm⁻³ je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou. (9,5 AU). Veleobři jsou sice také ve srovnání s jinými běžnými hvězdami velmi hmotné, ve srovnání se Sluncem jde ale o extrémně řídké objekty. V tak obrovském objemu se skrývá jen asi pětadvacetinásobek sluneční hmoty. Nejhmotnější známé hvězdy jsou však rozměrově menší, i když dosahují až stopadesátinásobku hmotností Slunce.

Červený veleobrČervený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. vznikne v závěrečné fázi z extrémně svítivé modré hvězdy.
Zdroj: University of Hertfordshire.

HR diagramHR diagram – Hertzsprungův-Russelův diagram zobrazující hvězdy podle povrchové teploty (spektrálního typu) a svítivosti (vyzařovaného výkonu). V průběhu svého života se hvězda v závislosti na počáteční hmotnosti po HRD pohybuje – HRD zobrazuje svítící objekty v nejrůznějších fázích vývoje. Nejdéle (80÷90 % doby svého života) hvězda zůstává na tzv. hlavní posloupnosti, kdy uvnitř hvězdy hoří vodík na helium. V HRD jsou na vodorovné ose spektrální typy od vysokých povrchových teplot (zpravidla v logaritmické stupnici) vlevo k nízkým vpravo. Na svislé ose se vynáší svítivost nebo absolutní magnituda hvězdy, bývá kalibrována dle Slunce. První HRD pro Plejády vzniknul v roce 1908, v použitelné podobě byl publikován v roce 1911. s vyznačením poloh některých hvězd podle jejich povrchové teploty a svítivostiSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR²σT⁴. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum).. Poloha červených veleobrůČervený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. je nejvýše, v pravé polovině diagramu. Na hlavní posloupnost (diagonální linie od spodního pravého k hornímu levému rohu) se hvězdy dostávají dle své počáteční hmotnosti – se vzrůstající hmotností se umísťují stále výše. Zdroj: University of Hertfordshire.

Nejdůležitějším přínosem výše uvedené studie je první skutečné detailní pozorování desítek obřích červených hvězd a možnost srovnání teorie s napozorovanými daty. Poprvé je možno upřesnit teoretické předpovědi na základě napozorovaných dat v potřebném rozlišení. Poprvé je také přímo vidět jak velké a chladné tyto hvězdy opravdu jsou. Následujícím krokem by mělo být upřesnění teorie na základě přesného proměření spekter a dalších pozorovatelných parametrů.

Úkolem je nyní sladit napozorované kvality (jasnostJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m₂ − m₁ = 2,5 log J₁ / J₂., spektrální typSpektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy.) s předpovězenými vlastnostmi (teplota, svítivostSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR²σT⁴. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum).). Poté lze zpřesnit charakteristiky skutečně existujících objektů a následně jim zákonitosti vývoje a stavby veleobra přizpůsobit. Problém dnes podle Dr. Massey konečně po několika desetiletích není v teorii, ale v interpretaci napozorovaných dat. Prozatím největší známou hvězdou podobných vlastností byla Herschelova „Garnetova“ hvězda (μ Cep), která se tak propadla na čtvrté místo mezi rekordně velkými červenými hvězdami. Další známou veleobří hvězdou je komplex W Cephei, který ale sestává z červeného obra a horkého průvodce obíhajících kolem sebe uvnitř společné plynné obálky. Jak se takový binární systém přesně chová a následně vyvíjí není prozatím detailně známo. Žádná z hvězd zkoumaných ve výše uvedeném programu by však neměla být součástí vícenásobné soustavy. Do studie byly vybrány pouze hvězdy, o nichž se věří, že se vyvíjejí osamoceně a jejich vlastnosti jsou výsledkem normálního hvězdného života, který se nám tak podaří lépe popsat.

Pozorování probíhala na 2,1 m dalekohledu National Science Foundation's na Kitt Peak National Observatory v Tusconu v Arizoně a na 1,5 m dalekohledu Cerro Tololo Inter-American Observatory, umístěném v La Serena, Chile, na vrcholcích And. Získané výsledky byly porovnávány s matematickými modely zohledňujícími chemické složení napozorovaných obálek obřích hvězd. Teplota nejchladnějších veleobrů byla stanovena v intervalu okolo 3 450 K ± 10 %.

Snímek z modelu veleobří hvězdy. Povrch hvězdy je rozdělen na nestejně teplé a tudíž nestejně jasné oblasti, které se vyvíjejí nezávisle na sobě. Klepnutím na snímek spustíte celou animaci (mpeg, 17 MB). Výpočet byl prováděn na počítači se 128 procesory SGI/Cray Origin-2000.  Zdroj: David Porter a kol, University of Minnesota.

Veleobří hvězdyČervený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. jsou natolik dynamicky rozháranými strukturami, že při extrémně řídké hustotě zde ani není možno očekávat, že se udrží v kulovém tvaru jako třeba Slunce. Některá interferometrická pozorování z posledních téměř deseti let tento jev potvrzují. Nejpodrobněji je po této stránce zdokumentována nejjasnější Betelgeuse ze souhvězdí Oriona – zejména pro svoji blízkost a tudíž možnost přímého pozorování povrchových změn. Betelgeuse v sobě pojímá 5 hmotností Slunečních, vyzařuje 40 000 krát více energie než Slunce a průměrem je šestisetnásobná. Její svit k nám letí přes prostor vzdálený 400 ly.

Radiové pozorování povrchu Betelgeuse na vlnové délce λ = 7 mm pořízené v roce 1998 přístrojem VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980.. Zřetelná je asymetričnost hvězdné atmosféry. Celková zobrazená oblast hvězdy má úhlové rozměry 120″. Zdroj: Bernd Freytag, University of Uppsala.

Jeden z matematických modelů vycházejících z interferometrických a fotometrických pozorování Betelgeuse v devadesátých letech. Obrázky znázorňují vývoj změn jasnosti povrchových buněk hvězdy, počítáno na mříži 127³ pro povrchovou teplotu 5 770 K. Zdroj:  Bernd Freytag, University of Uppsala.

Odkazy