Komerční prezentace
Registrace uživatele

Přihlašte se k odběru informací, novinek, získejte přístup do diskuzního fóra.

Vesmír č. 10
Vesmír č. 10
Toto číslo vychází
2. 10. 2017
Novinky
Zdarma jedno celé číslo Vesmíru v pdf.
• Říjnové číslo Vesmíru
reklama

Vícegenerační hvězdokupy

Publikováno: Vesmír 93, 648, 2014/11

Kulové hvězdokupy (obr. 2) jsou velmi hmotné sféricky symetrické soustavy skládající se z několika set tisíc až jednoho milionu hvězd soustředěných v malém prostoru o poloměru pouhých několika parseků. Hustota hvězd je zde až milionkrát vyšší než v okolí Slunce. V naší Galaxii je zhruba 150 kulových hvězdokup; jsou rozloženy ve sférickém halu obklopujícím galaktický střed a jejich oběžná doba okolo něj je několik set milionů let.

Kulové hvězdokupy naší Galaxie jsou velmi staré, vznikaly před zhruba 12 miliardami let v dobách vzniku samotné Mléčné dráhy.1) Jejich hvězdy mají mnohem méně těžkých prvků než mladší hvězdy příslušející galaktickému disku, které vznikly z mezihvězdné hmoty obohacené o produkty termojaderných reakcí ve hvězdách předchozích generací.

Donedávna platilo, že kulové hvězdokupy jsou jednoduché hvězdné soustavy skládající se z hvězd stejného stáří a stejného chemického složení, které je dáno skladbou molekulárního oblaku, z něhož hvězdokupa vznikla. Během posledního desetiletí jsme však museli tuto představu o hmotných hvězdokupách revidovat. Přesná fotometrická pozorování pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu a spektroskopická pozorování prostřednictvím teleskopu VLT v nich odhalila významné nehomogenity: hlavní posloupnost na jejich HR diagramech je rozštěpena, což dokazuje přítomnost více hvězdných generací s různým chemickým složením (obr. 3 a 5). Hvězdy druhé, popřípadě dalších generací obsahují již produkty hoření vodíku ve hvězdách první generace, což vyvolává představu samoobohacení, kdy hvězdy dalších generací vznikají z mezihvězdné hmoty obohacené o produkty termojaderných reakcí předchozích generací hvězd.

Jak kulové hvězdokupy vznikají

Zrod kulových hvězdokup je bouřlivý proces, při kterém dochází ke stlačování molekulárních oblaků mezihvězdné hmoty během srážek galaxií. Příčinou stlačení, které spustí tvorbu hvězd, jsou buď srážky mezi oblaky, jež původně příslušely různým galaxiím, nebo stlačení okolní řídkou hmotou, kde se rázovými vlnami vyvolanými srážkou galaxií zvýšila teplota, a tudíž i tlak. Tvorbu hvězd v molekulárních oblacích by také mohly během galaktické srážky spustit slapové síly, které vytvářejí dlouhá slapová spirální ramena, v nichž schází galaktická diferenciální rotace. Molekulární oblaka jsou tak vyvedena z rovnováhy a gravitační kolaps spouští tvorbu hvězd. Galaktické srážky pozorujeme především při pohledu do vzdálené minulosti vesmíru, kdy byly mnohem častější než dnes. Výjimečným příkladem srážky dvou spirálních galaxií, jež se odehrává blízko nás, je soustava Tykadla (obr. 1), kde vzniklo mnoho hmotných superhvězdokup, které, jak se domníváme, jsou mladými předchůdci starších kulových hvězdokup. Během vzniku hmotné hvězdokupy je chladný oblak molekulární mezihvězdné hmoty částečně přetvořen na hvězdy a zbytek je odfouknut hvězdnými větry a tlakem záření mladých hvězd.

Existenci druhých a dalších generací hvězd se pokouší vysvětlit několik scénářů, resp. modelů. Podle jednoho z nich se materiál obohacený produkty hoření vodíku dostává do okolí hvězd z rychle rotujících hmotných hvězd. Rychlá rotace hmotné hvězdy způsobí, že se rovníkové oblasti hvězdy utrhnou a vytvoří dekreční disk (opak akrečního disku), kde se tvoří hvězdy další generace. Jiná možnost, jak lze dopravit do mezihvězdného prostoru produkty vývoje předchozí generace, nastává během života hvězdokupy poněkud později: po více než 40 milionech let započnou hvězdy středních hmotností opouštět hlavní posloupnost a stávají se z nich hvězdy asymptotické větve obrů. Toto stadium hvězdného vývoje je provázeno pomalými větry o rychlostech několika stovek km/s, které jsou bohaté na produkty hoření vodíku. K vytvoření dostatečného množství produktů hoření vodíku pro druhou generaci hvězd však tyto modely potřebují mnohem více hvězd první generace, než kolik dnes v hvězdokupách pozorujeme. První generace musí být původně mnohem hmotnější a později z hvězdokupy uniknout. To se ovšem netýká dalších hvězdných generací, které jsou koncentrovány směrem ke středu hvězdokupy, a unikají tudíž mnohem méně. Model rychle rotujících hvězd a model hvězd asymptotické větve obrů předpokládají, že druhá generace hvězd se tvoří až po určité době života generace první, tj. po více než 10 až 100 milionech let. Při pozorování mladých hmotných hvězdokup však v nich taková tvorba hvězd nebyla zachycena, což představuje otevřený problém, který teorie musí vyřešit. Dalším zdrojem obohacené látky jsou rychlé větry velmi mladých hmotných hvězd, ty však dosahují vysoké rychlosti 2000–3000 km/s a hvězdokupa není schopna je udržet.

V roce 1985 navrhli R. Chevalier a A. Clegg adiabatický model větru hvězdokupy: předpokládají, že mechanická energie hvězdných větrů se při jejich vzájemných srážkách přemění na tepelnou energii. Tak se mezihvězdné prostředí ve vznikající hvězdokupě ohřeje na teplotu okolo 10 milionů kelvinů a vznikne zde přetlak, který je příčinou větru hvězdokupy, tj. proudu hmoty pohybujícího se od středu hvězdokupy ven. Vítr hvězdokupy vyfoukne zbývající mezihvězdnou hmotu a za ním zůstane „holá“ hvězdokupa složená pouze z hvězd. Ovšem větry hvězdokup se nezastaví na okraji mateřské hvězdokupy a letí dále do velkých vzdáleností, jak je vidět na příkladu bouřlivé tvorby hvězd v dýmající galaxii M82 (obr. 4). Tento adiabatický model, který zanedbává energetické ztráty, je opodstatněný vzhledem k tomu, že ztráty energie plazmatu zářením jsou při teplotách okolo 10 milionů kelvinů mnohem menší než při nižších teplotách. Existenci větrů hvězdokup, vznikajících kombinací větrů hmotných hvězd dané hvězdokupy, je možno vyvozovat z profilů emisních čar z okolí mladých hmotných hvězdokup: šířka těchto čar odpovídá rychlostem od 250 do 500 km/s, což je ovšem hodnota mnohem menší než rychlost hvězdných větrů. To znamená, že část kinetické energie rychlých hvězdných větrů byla ztracena a nebyla použita ve větru hvězdokupy.

Jak zachytit hvězdné větry?

Přítomnost více generací hvězd, kdy jsou další generace obohaceny produkty termojaderných reakcí ve hvězdách generací předchozích, vyžaduje, aby hvězdné větry nebo jejich část byly hvězdokupou zachyceny. Produkty termojaderných reakcí se nejprve prostřednictvím hvězdných větrů dostávají do mezihvězdného prostoru uvnitř hvězdokupy a tam by za určitých podmínek mohly tvořit hvězdy dalších generací.

Pokud mají být hvězdokupy schopny hvězdné větry udržet, musí být buď mnohem hmotnější, než odpovídá celkové hmotě hvězd, nebo naopak mnohem pomalejší, než jsou větry mladých hmotných hvězd. První možnost znamená, že hvězdokupa je ve středu neviditelného, velmi hmotného hala z temné hmoty, které je schopno rychlé větry udržet. Ovšem rychlost ztráty hvězd kvůli slapovému působení Galaxie existenci velmi hmotných hal okolo kulových hvězdokup nepotvrzuje. Jinou možností je přítomnost hmotné černé díry poblíž středu hvězdokupy. V jejím okolí by měly být rychlejší náhodné pohyby hvězd, což ale dosavadní pozorování neprokázala.

Vyšší počáteční hmotnosti hvězdokup, snad alespoň na začátku jejich vývoje, představuje zajímavou možnost: většina hvězd první generace z hvězdokupy kvůli slapovému působení mateřské galaxie uniká a v kulové hvězdokupě zůstává menší část první generace a také generace pozdější, utvořené z materiálu, který je kontaminován hvězdnými větry.

Model chladnoucích větrů

Pokud zvyšujeme hmotnost hvězdokupy, dojdeme k situaci, kdy zářivé ztráty již nelze zanedbat. Mechanická energie hvězdných větrů je totiž přímo úměrná počtu hmotných hvězd ve hvězdokupě neboli přímo úměrná celkové hmotnosti hvězdokupy. Podobně i částicová hustota větru je přímo úměrná hmotnosti hvězdokupy. Ovšem energetické ztráty zářením závisejí na druhé mocnině částicové hustoty větru, tedy na druhé mocnině hmotnosti hvězdokupy. Jestliže jsme tudíž u málo hmotných hvězdokup mohli zářivé ztráty zanedbávat, s rostoucí hmotností hvězdokupy relativní význam tepelných ztrát roste.

Vítr z celého objemu hvězdokupy je možný pouze tehdy, pokud celková hmotnost hvězdokupy při daném poloměru nepřekročí kritickou mez. Ukázali jsme, že pro nadkritické hmotnosti vzniká vítr pouze ve vnější části hvězdokupy, vnitřní část prostoru okolo jejího středu je tepelně nestabilní. Tvoří se zde chladnoucí shluky, kam se soustřeďuje hmota přinášená hvězdnými větry (obr. 7). Radiálně vanoucí vítr hvězdokupy je vlivem tepelných ztrát mnohem pomalejší než hvězdné větry jednotlivých hmotných hvězd, protože část energie větru hvězdokupy byla vyzářena a vítr zchladl.

Hydrodynamické simulace jsou pro malé hmotnosti hvězdokup ve shodě s adiabatickým modelem Chevaliera a Clegga. Při zvyšování hmotnosti hvězdokupy docházíme do oblasti bimodálního modelu, kdy v centrální části hvězdokupy vzniká oblast tepelné nestability a chladnoucí větry vanou pouze z vnější části hvězdokupy. Výsledek hydrodynamických simulací ve třech rozměrech je znázorněn na obr. 6, kde vidíme vnitřní oblast tepelné nestability i vnější oblast chladného větru hvězdokupy.

Jaký je vývoj shluků plazmatu v tepelně nestabilní oblasti? Na počátku jejich vývoje, kdy jsou jejich hmotnosti malé, jsou ultrafialovými fotony mladých hvězd zcela ionizovány: jde o jakési HII oblasti o teplotě okolo 10 tisíc kelvinů obklopené velmi horkým plazmatem o teplotě 10 milionů kelvinů. Po jisté době, kdy jejich hmotnost díky přítoku hmoty hvězdných větrů vzroste, jsou tyto shluky schopny odstínit všechny ultrafialové fotony okolních hvězd a ochladit se na velmi nízké teploty pod 100 kelvinů. Při takto nízkých teplotách a hustotách několika milionů částic na kubický centimetr se prostředí stává gravitačně nestabilní, což umožňuje vznik hvězd další hvězdné generace z materiálu hvězdných větrů, který je obohacen o produkty vývoje generace předchozí. Model chladnoucích větrů představuje naši alternativu k dosavadnímu modelu rychle rotujících hmotných hvězd i k modelu asymptotické větve obrů. Tento model předpovídá vznik dalších hvězdných generací těsně po vzniku první generace během prvních 10 milionů let života hvězdokupy. K ověření tohoto modelu hodláme využít spektroskopická pozorování pomocí dalekohledů Evropské jižní observatoře v Chile.

Literatura

Bastian N. et al., Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 436, 2852, 2013.

Carretta E. et al., Astron. & Astrophys. 516, A55, 2010.

Chevalier R. A., Clegg A. W., Nature 317, 44, 1985.

D’Ercole A. D. et al., Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 407, 854, 2010.

King I. R. et al., Astron. J. 144, 5, 2012.

Krause M. et al., Astron. & Astrophys. 552, A121, 2013.

Prantzos N. & Charbonnel C., Astron. & Astrophys. 470, 179, 2006.

Palous J. et al., Astrophysical J. 792, 105, 2014; arXiv1407.4247P.

Wunsch R. et al., Astrophys. J., 740, 75.

Poznámky

1) Pozn. red.: Pro srovnání od vzniku vesmíru uplynulo podle současných znalostí 13,81 miliardy let.

Soubory

článek ve formátu pdf: V201411_648-652.pdf (699 kB)

Diskuse

Žádné příspěvky