| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Rození obří hvězdy v Pravítku
Ivan Havlíček
Hvězdy vznikají zhuštěním mezihvězdné látky. Čím větší porce mezihvězdné matérie je schopna zkoncentrovat do hustot, v nichž pak neustálým navyšováním tlaku dojde ke spuštění termonukleárních reakcí, tím větší nová hvězda se narodí. Co se týče rozměrů, jsou známy hvězdy velké jako sluneční soustava. V takovém případě jde ale spíše o objekty podobné svojí hustotou mlhovinám. Co do hmotnosti seskupené do jediného objektu je ale velikostní rozpětí mnohem menší. Největšími dosud známými hvězdami jsou objekty několikasetnásobně hmotnější než 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.. Není příliš jasné, zda a kde má hmotnost takto velkých objektů svoji hranici. Donedávna byla za hranici hmotných hvězd, které se ještě nezhroutí vlastní vahou do sebe a jsou schopny svítit do okolního prostoru, považována hodnota někde mezi 100 až 150 ekvivalenty hmotnosti Slunce.
Za dosud nejhmotnější pozorované hvězdy jsou dnes považovány složky soustavy R144 v souhvězdí Mečouna na jižní obloze. R144 se jeví jako hvězda spektrální třídy WN6h v oblasti 30 Doradus, nebo také Tarantule, ve Velkém Magellanově oblakuLMC – 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.. Velmi pravděpodobně jde, díky její vysoké svítivosti a silnému záření v rentgenovém oboru, o binární systém, i když prozatím nebyla přesně stanovena vzájemná doba oběhu potenciálních složek. Nabízí se interval mezi dvěma až šesti měsíci, nelze ale, pokud by složky obíhaly po extrémně výstředné dráze, vyloučit ani periodu delší jednoho roku. Binární systém by se mohl skládat z hvězd spektrálních typů WN5-6h až WN6-7h. Podle 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). systému (log Lbol/LS ≈ 6,8) lze odhadovat celkovou hmotnost v intervalu mezi 200 až 300 hmotnostmi slunečními. To činí R144 nejhmotnějším známým hvězdným systémem, který byl dosud pozorován. Odhaduje se, že v době svého vzniku dosahovala soustava více než 400 slunečních hmotností.
|
ALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu. Mikrovlny – část spektra s vlnovou délkou od 0,4 mm do 15 cm (frekvencí od 2 GHz do 750 GHz). Hranice mezi infračervenou a mikrovlnnou oblastí, stejně tak jako hranice mezi mikrovlnnou a rádiovou oblastí, není přesně definována a různí autoři používají různé hodnoty. Mikrovlnným vlnovým délkám odpovídá velikost hmyzu. S mikrovlnami se v praxi setkáme při televizním vysílání, u polohovacího systému GPS nebo při ohřevu potravin v mikrovlnné troubě (vlnová délka 12.24 cm). Ve vesmíru září v mikrovlnné oblasti reliktní záření z období konce Velkého třesku (maximum má na vlnové délce 1 mm), plyn a prach v galaxiích, rodící se hvězdy a nejchladnější zákoutí hlubin vesmíru. 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. SST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. Herschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013. |
Pravděpodobně binární nejhmotnější známý hvězdný systém
R144 v mlhovině
Tarantule ve Velkém Magellanově oblaku. Zdroj:
ArXive,
HST.
Prozatím předpokládaný scénář nově vznikající hvězdy srovnatelných obřích rozměrů však nebyl až donedávna potvrzen pozorováním. Nově vybudovaná síť radioteleskopů ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu. (pracující v mikrovlnné oblasti) nabídla astronomům pohled do nitra zárodečného prachoplynného oblaku, v němž by mohla podobně mohutná hvězda či hvězdná soustava vznikat právě v současné době. Jde o oblast pojmenovanou SDC 335.579-0.292 (Spitzer Dark Cloud – Spitzerův temný oblak) v souhvězdí Pravítka na jižní obloze.
Oblast Spitzerova temného oblaku v souhvězdí Pravítka (Norma) je označena červeně čárkovaným kroužkem. Oblast je vzdálena 11 000 světelných roků, její velikost je zhruba 2,4 pc a celková hmotnost je odhadována na 5 500 MS. Zdroj: ESO.
Uvnitř temného prachového oblaku narůstá protohvězdné jádro, které je obkružováno dlouhými vlákny hustého materiálu. Prostřednictvím těchto vláken je z okolního prostoru nasáváno všechno, co se později stane zárodkem nově zrodivšího se hvězdného obra. Hmotnost zachycovaného okolního materiálu, která tvoří jednotlivé filamenty, se odhaduje v jednom každém na stovky hmotností slunečních. Oblak a jeho vláknitá struktura byly nejprve objeveny Spitzerovým vesmírným dalekohledemSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. a také zkoumány Herschelovým dalekohledemHerschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013.. Ale teprve až submilimetrová síť radioteleskopů ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu. dokázala zobrazit mnohem podrobněji centrální oblast celého systému, v níž roste hvězdný Otesánek. Díky pozorování ALMA se podařilo stanovit přesnější hmotnosti vznikajícího systému a odhadnout pomocí numerických simulací také jeho budoucí vývoj.
Vlevo (a) je kompozitní snímek oblasti SDC 335 pořízený SST (červená 8 μm, zelená 4,5 μm, modrá 3,6 μm). Jednotlivá vlákna jsou popsána F1 až F6. Difúzní emise na 4,5 μm je v centru snímku spojena se dvěma silnými IR zdroji, jejichž poloha je vyznačena červenými křížky. Na prostředním snímku (b) je obraz z observatoře Herschel. Výsledné rozlišení odpovídá čtvrtině obloukové sekundy (velikost žlutého kroužku vpravo dole) a snímek je ve stejném měřítku a se stejně vyznačenými konturami jako snímek ze SST. Pravý snímek (c) odpovídá zhruba pětinásobně podrobnějšímu zobrazení centrální oblasti předchozích dvou obrazů ze sítě ALMA na vlně 3,2 mm. Zde jsou jasně patrná dvě jádra označená MM1 a MM2. Zdroj: ESO.
Z prozatím provedených pozorování je patrné, že do centrální oblasti stále proudí několika dlouhými vlákny materiál rychlostmi zhruba do 1 km/s. Množství látky, které takto neustále padá do centra z okolí, se odhaduje na 2,5×10−3 MS ročně. Celý proces by vydržel probíhat podle dosud provedených výpočtů zhruba 300 000 roků. Hmotnost pozorovaných koncentrických jader MM1 a MM2 byla odhadnuta na několik stovek až něco přes tisíc hmotností Slunce a je pravděpodobné, podle různých scénářů, jimiž by se mohlo kolabování oblaku ubírat, že zde vnikne obří hvězda hmotnostně srovnatelná s 50 až 100 slunečními hmotnostmi. Jde o jedinečný případ zrodu takto obrovské hvězdné soustavy, který máme možnost pozorovat v přímém přenosu. Radioteleskopická síť ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu., která je jedinečným pozorovacím přístrojem budoucnosti, bude jistě soustavu SDC 335 sledovat průběžně. V budoucnu tak s větším časovým odstupem od prvních napozorovaných dat bude určitě celý proces vzniku obrovitých hvězd popsán mnohem podrobněji. Jde o unikátní pozorování, jelikož obří hvězdy žijí velmi krátkým životem. Možnost jejich pozorování je tak omezena na, z astronomického hlediska, velmi krátké okamžiky, v nichž se v Galaxii rozsvítí a vzápětí zase pohasnou v záři svého hvězdného konce jako supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. či hypernovyHypernova – zhroucení extrémně hmotné hvězdy (tzv. hyperobra) přímo na černou díru, doprovázené zábleskem gama a mohutnou explozí, která je ještě výraznější než u supernovy. Svítivost objektu je srovnatelná s celou galaxií. Nejvážnějším kandidátem na hypernovu v našem okolí je v budoucnosti hyperobří hvězda Éta Carinae z naší Galaxie..
Pozorování SDC 335 Spitzerovým dalekohledem a
sítí ALMA
a kombinovaný obraz (uprostřed). Zdroj:
ESO.
Oblast hustých molekulárních oblaků v Perseově spirálním galaktickém rameni, kde jsou zakresleny obrovité hvězdné líhně vytipované Herschelovým dalekohledem, v nichž by bylo možné nalézt v budoucnu také nově vznikající obří hvězdy. Oblast W3 je vzdálena 6 200 světelných roků. Byly zde nalezeny obdobné struktury jako v podrobněji zkoumané oblasti SDC 335, v nichž by podrobným pozorováním sítí ALMA bylo snad možné nalézt také zárodky obřích soustav. Zdroj: PhysOrg.
Video začíná pohledem na Mléčnou dráhu. Následně se přibližujeme do souhvězdí Pravítka, jedné z nejbohatších částí oblohy. Můžeme zde spatřit mnoho hvězdokup a zářících mlhovin. Mnohé zajímavé objekty jsou však skryty za hustými oblaky prachu a je možné je pozorovat pouze na delších elektromagnetických vlnách. Závěrečná část videosekvence představuje nový pohled na temný oblak SDC 335.579-0.292 pomocí teleskopu ALMA. Tato pozorování astronomům poskytla dosud nejlepší pohled na zrod obří hvězdy. Popis i video: ESO.
Odkazy
