Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 46 – vyšlo 24. prosince, ročník 8 (2010)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Osamoceně se toulající O hvězdy

Ivan Havlíček

Cítíte se o vánocích osamoceni? Nikdo vás nemá rád a příbuzní ani nezatelefonují? Nezoufejte, největší hvězdy ve vesmíru na tom nejsou o nic lépe. Nejzářivější vesmírné klenoty svítí hrdě a osamoceně! Tak nějak by mohl znít úvod tohoto příběhu, kdyby byl Aldebaran bulvárním serverem. Jelikož se ale k bulvárnímu jazyku přibližovat nechceme, následující text popisuje jen dosud napozorované skutečnosti. Zda jsou překvapující či neočekávané, ponecháme na čtenáři.

Otevřená hvězdokupa – fyzikálně příbuzná skupina hvězd, která drží pohromadě gravitační přitažlivostí a má společný původ. Většina hvězd se vytvořila ze stejné mlhoviny, a tak mají podobné počáteční chemické složení. Otevřená hvězdokupa může mít desítky až desítky tisíc jedinců. Na rozdíl od kulové hvězdokupy zpravidla nevykazuje otevřená hvězdokupa kulové prostorové uspořádání.

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.

Herbigovy-Harovy objekty – malé jasné mlhoviny vznikající při utváření hvězdy, které jsou formovány výtrysky materiálu a tvrdého záření ve směrech obvykle odpovídajících rotační ose centrální hvězdy. Mlhoviny vznikají při interakci výtrysků s okolním mezihvězdným prostředím, svítí ve viditelné oblasti spektra, jde o vysoce ionizované prostředí. V chladném plynu za rázovou vlnou pak dochází k rekombinaci, záření HH objektů má typické emisní spektrum. Objekty jsou pojmenovány po Georgu Herbigovi a Guillermu Harovi, kteří v letech 1946–1947 objevili první tři objekty tohoto typu ve velké mlhovině v Orionu. Všechny v současnosti známé HH objekty jsou obklopeny hustým prachovým diskem a jsou intenzivními zdroji IR záření.

HST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.

ACS (Advanced Camera for Surveys) – přístroj umístěný na HST při třetí servisní misi v březnu 2002 namísto starší kamery FOC (Faint Object Camera). ACS má ostřejší obraz, širší zorné pole (202″×202″) a větší vlnový rozsah (blízké IR, V, celé UV) než WFPC2. Přístroj je složen z širokoúhlé kamery, kamery s vysokým rozlišením a z kamery pro pozorování Slunce. V roce 2007 kamera selhala. Opravena byla při poslední servisní misi v roce 2009.

Hvězdy vznikají zhušťováním mezihvězdné látky, obvykle jsou pozorovány nezměrné oblasti prachu a plynu, ve kterých se tak děje. Mezihvězdná látka, kterou dnes známe ve svém okolí a můžeme ji sledovat v podrobnostech umožňujících rozlišit vznikání hvězd, vznikla také ve hvězdách. Jde o materiál, který dožívající hvězdy vracejí, přetvořený a obohacený o těžší prvky, do mezihvězdného prostoru. Vše pozorovatelné se však odehrává v měřítku naší Galaxie, procesy vzniku nových hvězd lze ještě v potřebném rozlišení studovat v blízkých hvězdných ostrovech, jimiž jsou například Magellanova oblaka, popřípadě galaktičtí členové Místní skupiny. Jsou zde známy tzv. hvězdné líhně, obří svítící prachoplynné mlhoviny, v nichž vznikají hvězdy ve velkém počtu najednou. Uvnitř takové oblasti bývá pozorováno několik velmi velkých a tedy i srovnatelně extrémně svítivých hvězd, které tvoří jádro hvězdokupy. Hvězdný vítr těchto prvotních mladých obrů eroduje jádro zárodečné mlhoviny, vznikají zde jakési kaverny, a na jejich hustotních rozhraních je možné pozorovat vznik hvězd dalších. Nejznámějším objektem tohoto druhu je Velká mlhovina v Orionu (M 42). Čtyři centrální hvězdy, díky nimž jádro mlhoviny M 42 září, tzv. Trapez, je možné uvidět již v malých dalekohledech.

Velká mlhovina v Orionu M 42. Uvnitř nejzářivější části tohoto útvaru se nachází čtveřice hvězd Trapez. Mlhovinu je možno vidět u nás v zimním období pod pásem Orionu i bez dalekohledu. Foto: Robert Gendler.

M 42

Vznik zárodečných globulí, z nichž se rodí nové hvězdy v Orlí mlhovině M 16. Eroze hvězdného větru planoucího z okolních mladých obrů způsobuje oddělování částí prachové mlhoviny. Zdroj: HST.

Doposud astronomové předpokládali, že tento scénář je nejběžnějším, se kterým je možno se ve vesmíru potkat. V cizích galaxiích pozorujeme také oblasti plné mladých hvězd, které vždy kopírují oblasti, kde je galaktická látka nejkoncentrovanější. Zdálo by se tedy, že hvězdy vznikají vždy ve velkém počtu najednou, a čím větší je zárodečná mlhovina, tím bohatší může být škála vznikajících jedinců. Mlčky se tedy předpokládalo, že ku vzniku obřích hvězd, jejichž hmota je několik desítek či stovek slunečních hmotností, může dojít výhradně ve velkých mlhovinách, kde vznikají hvězdy jak na běžícím pásu. Jenom některým z nich se pak při tomto překotném zrození podaří pobrat z okolí potřebné množství látky, dostatečné ke vzniku hvězdného cvalíka. Čím větší mlhovinná hvězdná líheň, tím by měla být širší škála hvězdných forem, které zde mohou vzniknout. Z tohoto předpokladu pak logicky vyplývá, že obří hvězdy mohou nejpravděpodobněji vzniknout jedině v obřích hvězdných líhních a průměrně velké hvězdy, tzv. tuctovky, kolem nich tvoří většinu členů vznikající hvězdokupy, jen jakési hvězdné křoví.

Mléčná dráha a Magellanova oblaka na jižní obloze. V levé části snímku je na Mléčné dráze patrná zářivá oblast Carina, pod ní Jižní kříž a Uhelný pytel. Vpravo jsou pak trpasličí galaxie Velké Magellanovo mračnoLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze. nahoře a Malé Magellanovo mračno dole nad stíny kaktusů. Snímek byl pořízen v Atacamské poušti v Chile. Zdroj: Stéphane Guisard.

Malý Magellanův oblak. Snímek je vytvořen jako složenina tří vybraných vlnových délek. Červená je spektrální čára Hα, zelená je [S I] 672,5 nm, modrá barva odpovídá pásmu [O III] 500,7 nm. Na tomto snímku jsou tak zvýrazněny prachoplynné oblasti, v nichž se nachází většina známých hvězdných líhní. Vymezení snímacích pásem jednotlivých filtrů: Asahi Spectra. Zdroj: STSCI.

Tým astronomů z Michiganské univerzity publikoval na konci října 2010 výsledky pozorování několika řídkých hvězdokup s mladými obřími hvězdami v Malém Magellanově oblaku. Pomocí kamery ACSACS – Advanced Camera for Surveys, přístroj umístěný na HST při třetí servisní misi v březnu 2002 namísto starší kamery FOC. ACS má ostřejší obraz, širší zorné pole (202″×202″) a větší vlnový rozsah (blízké IR, V, celé UV) než WFPC2. Přístroj je složen ze širokoúhlé kamery, kamery s vysokým rozlišením a z kamery pro pozorování Slunce. V roce 2007 kamera selhala. Opravena byla při poslední servisní misi v roce 2009. na Hubleově dalekohleduHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. zde bylo podrobně sledováno osm evidentně izolovaných hvězdných obrů spektrální třídySpektrální 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. OB. Hmotnost těchto hvězd se pohybuje mezi 20 až 150 hmotnostmi SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. U pěti bylo potvrzeno, že jde o osamocené a izolované jedince. Je tedy možné, že se nacházejí poblíž místa svého vzniku. Dvě z těchto pěti hvězd patrně ulétly tak daleko z místa svého zrození, že podle napozorovaných dat nelze určit, zda původně nevznikly spolu s mnoha jinými dle výše popsaného scénáře. Zbývající tři obrohvězdy jsou součástí velmi řídkých hvězdokup, které neobsahují celkem ani desítky členů s hmotnostmi nejvýše do 4 hmotností slunečních.

Osmero sledovaných osamělých obřích hvězd v Malém Magellanově oblaku. Snímky jsou pořízeny v Hα oblasti přehlídkou MCELS (the Magellanic Cloud Emission Line Survey). Zdroj: ArXiv.

Napozorovaná data byla srovnávána s matematickými modely simulujícími možnosti vzniku takto velkých hvězd z relativně malého celkového množství látky zárodečné mlhoviny. Předchozí scénáře vzniku hvězd ve velkém množství v obřích hvězdných líhních nabízejí postupné oddělování, rozdrobování mezihvězdné látky a následnou kontrakci řídkého materiálu do vznikající protohvězdy. Eroze hvězdného větru centrálních, již zrozených hvězd, zde působí jako nůž, který odřezává kousky prachoplynného oblaku, který se pak vlastní kontrakcí dál zahušťuje a vyděluje z okolí. Vznikající hvězdy se tak sobě vzdalují a prostor mezi nimi řídne. Nově publikovaná pozorování a provedené matematické simulace však mohou nabídnout i jiný scénář. Pro simulace vzniku osamocených hvězd či řídkých hvězdokup byly uvažovány počáteční hmotnosti zárodečné mlhoviny mezi 20 až 50 násobky hmotností Slunce. Výsledná hvězda pak může pojmout ku svému stvoření většinu této látky. Jelikož hvězda vzniká osamoceně, pobírá a nabaluje na sebe velmi nepravidelně a náhodně vše, co se v jejím okolí nachází. Není zde tedy žádný „gamanůž“, který by tvrdým zářením odkrajoval hustou látku z okolí, kde je jí téměř nekonečně nadbytečné množství. Naopak, okolí nové osamoceně vznikající hvězdy je na mezihvězdný prachoplyn skoupé. Možná, právě proto v okolí nově vznikajícího obra ani žádné zbytky zárodečné mlhoviny nakonec nezůstanou, jelikož je na sebe hvězda všechny postupně přitáhne a nabalí. Namísto rozptýlení nespotřebovaných přebytků do vzdáleného prostoru, odkud je tato látka již pro hvězdu nedosažitelná, je zde postupnou akrecí vše zužitkováno. Detailní mechanizmy tohoto nového scénáře bude nutné ještě propracovat a ověřit na vícero hvězdách, podaří-li se podobné singulární hvězdy nalézt. Možná se podaří nalézt i hvězdy v různých fázích vývoje, podobně jako je tomu u Herbigových-Harových objektůHerbigovy-Harovy objekty – malé jasné mlhoviny vznikající při utváření hvězdy, které jsou formovány výtrysky materiálu a tvrdého záření ve směrech obvykle odpovídajících rotační ose centrální hvězdy. Mlhoviny vznikají při interakci výtrysků s okolním mezihvězdným prostředím, svítí ve viditelné oblasti spektra, jde o vysoce ionizované prostředí. V chladném plynu za rázovou vlnou pak dochází k rekombinaci, záření HH objektů má typické emisní spektrum. Objekty jsou pojmenovány po Georgu Herbigovi a Guillermu Harovi, kteří v letech 1946–1947 objevili první tři objekty tohoto typu ve velké mlhovině v Orionu. Všechny v současnosti známé HH objekty jsou obklopeny hustým prachovým diskem a jsou intenzivními zdroji IR záření., ale dle dosavadních výsledků se zdá, že hvězdy mohou vznikat vícero způsoby a podmínka obří zárodečné mlhoviny není nezbytně nutná.

Animace týdne:

Vznik hvězd – Velká mlhovina v Orionu. Na to, že Velká mlhovina v Orionu (M 42) je geneticky spjata s hvězdami ve svém nitru upozornil již v 60. letech 20. století V. A. Ambarcumjan (1908-1996). Dnes víme, že ve Velké mlhovině v Orionu je přímo porodnice mladých hvězd, pozorujeme zde jak zárodečné globule, tak vznikající hvězdy obklopené plynoprachovými (protoplanetárními) disky, ze kterých vznikají planetární systémy. Z pozemských dalekohledů můžeme vidět již zrozenou výraznou čtveřici hvězd Trapez. Na animaci pořízené na základě snímků z Hubblova vesmírného dalekohledu je prostorový simulovaný průlet mlhovinou, při kterém spatříme rodící se hvězdy se zárodečnými kokóny látky tvarovanými prudkým svitem vzniklých hvězd a prolétneme se i kolem slunečních soustav rodících se z protoplanetárních disků. (mp4, 7 MB)

Odkazy