Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 24 – vyšlo 17. června, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Předplanetární mlhovina IRAS 22036+5306

Ivan Havlíček

Hvězdy vznikají koncentrací mezihvězdné látky. Na velmi dlouhou dobu se dostanou do rovnovážného stavu udržovaného gravitací vlastní hmoty a tlakem záření vystupujícího z jejich nitra. V tomto stavu se hvězda udržuje po většinu svého života. Doba předchozí a závěrečná je jen zlomkem období, kdy hvězda poklidně září do vesmírné noci. Nic však netrvá věčně a po určité době hvězda vyhoří. Není už kde brát palivo pro termojaderný kotel v jejím nitru a stabilní zářivá koule se počne měnit v objekt jiného druhu. Závěrečná stádia hvězdného vývoje jsou plna bouřlivých kataklyzmat a v závislosti na hmotnosti objektu předpokládáme, že probíhají různě dramaticky. Scénář tohoto přechodu by ale měl být u všech hvězd zhruba stejný. Hvězda již z jádra nedodává potřebnou energii vyrovnávající její prostorovou stabilitu a počne se gravitačně hroutit. Následkem je zvýšení tlaku v centrální oblasti a odpovědí odmrštění nestabilních vnějších slupek, které se rozlétnou do prostoru. Většinu hvězd ve vesmíru je proto možné pozorovat v době, kdy jen klidně září a nijak dramaticky se nechovají. Na nebi můžeme pozorovat mnohem méně objektů, které se hvězdami teprve stanou, nebo naopak takových, které již hvězdami být přestaly. O předhvězdných objektech astronomové velmi dlouho nevěděli. Předpokládali, že by něco takového mělo být pozorovatelné, ale teprve až Hubbleův vesmírný dalekohledHST (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. přinesl první jednoznačně identifikovatelné snímky objektů, z nichž jednou hvězdy vzniknou. Tyto protohvězdy jsou známy jako Herbigovy-Harovy objektyHerbigovy-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..

V závěrečné fázi hvězdného stabilního života by hvězda měla odhazovat většinu materiálu do okolního prostoru a objekt, který zbude, by měl tento odhozený plášť ionizovat. Vznikne tak obrovská a ve srovnání s původní hvězdou neskutečně řídká svítivá bublina roztodivných tvarů a barev. Vše je závislé na mechanizmech, které se na jejím vzniku podílely. V silném dipólovém magnetickém poli původního objektu je odhozený materiál také dipólově strukturován. Bublina se rozpíná rychlostmi několika stovek kilometrů za sekundu. V řádech tisíců či desetitisíců roků tak dosahuje velikosti až několika světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km.. Takový poměrně mladý objekt je pak snadno pozororovatelný díky své velikosti a intenzitě světla, které vydává. V dobách, kdy se začal pro pozorování oblohy používat dalekohled, byly takové objekty docela nápadné, stejně jako jiné nehvězdné mlhavé objekty. Hvězdáři tehdy neměli šanci zjistit, na co se vlastně dívají. Jelikož ale v malých dalekohledech několik jasných bublin nápadně připomínalo planetární kotoučky nově objevených planet UranuUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5^m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety. a NeptunuNeptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8^m, a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru., ujal se pro tuto třídu astrofyzikálních objektů název planetární mlhovinyPlanetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech..

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.

HR 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.

Planetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech.

Bílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S.

Příklad velké a blízké planetární mlhoviny. Jde o objekt Helix v souhvězdí Vodnáře ve vzdálenosti 690 světelných roků. Objekt má v průměru kolem 3 světelných roků. Nahoře je snímek pořízený dalekohledem HST, dole je model bublinové struktury vytvořený na základě dopplerovských měření rozpínající se plynné obálky z jiného pohledu, než jaký je umožněn ze Země. Je možné, že objekt je důsledkem zániku vícenásobné soustavy. Evidentní je hvězda pozůstavší ve středu bubliny jako relikt původce mlhoviny. Zdroj: HST.

Čím kratší je období, po které se hvězda udržuje v nějaké své vývojové fázi, tím méně takových objektů na obloze můžeme pozorovat ve srovnání s počtem ostatních. Hvězdy setrvávají v období rovnováhy desítky milionů až několik miliard roků. Naproti tomu ve fázi planetární mlhoviny jde o tisíce či desetitisíce roků, po kteréžto období je objekt ještě zřetelně pozorovatelný, než se rozplyne v mezihvězdné prázdnotě. Jisté je, že pozorování planetárních mlhovin rozličného stáří a typů je svým způsobem výběrová astronomická disciplína zabývající se několika málo desítkami či stovkami objektů. Aby byl objekt takové velikosti vůbec pozorovatelný ve své struktuře, nemůže být od nás příliš daleko. Pro detailní studium jsou tedy vhodné vzdálenosti nejvýše do několika tisíců světelných roků. Pokud se podaří v tomto okruhu objevit reprezentativní škálu objektů nejrozličnějšího stáří, velikostí a struktur, je možné na základě jejich pozorování zpřesňovat teoretické znalosti popisující závěrečná stádia hvězdného vývoje.

Objekt IRAS 22036+5306 v souhvězdí Kefea. Jde o předplanetární mlhovinu, něco mezi hvězdou právě doživší a počínající v odhazování látky, kterou už není schopna hvězda gravitačně udržet. Objekt se nachází ve vzdálenosti 6 500 světelných roků. Zobrazený výsek oblohy má stranu 2 úhlové minuty. Zdroj: IRAS

(a) barevný obrázek objektu IRAS 22036+5306 pořízený HST/WFCP2 přes červený (F814W) a zelený (F606W) filtr, na kterém je zřetelná centrální oblast. Na snímku (b) pořízeném radioteleskopickou sítí 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. jsou na inverzní podkresbě F606W vyznačeny zdroje maserového záření OH oblastí na frekvencích 1 612 MHz (čtverečky) 1 665 MHz (trojúhelníčky) a 1 667 MHz (kroužky). Radiální rychlosti jsou barevně kódovány. Detaily výronů zářící látky (c) J_E (východní jet) a (d) J_W (západní jet) jsou zobrazeny zvětšeně v rozlišení desetiny úhlové sekundy. Zdroj: ApJ.

Objekt IRAS 22036+5306 je něčím velice podivným a nezvyklým. Jádrem struktury je velmi stará hvězda, která je skryta v hustém prachovém oblaku. Oblak obsahující i velmi velké hroudy materiálu velikostí řádově srovnatelné s planetkami vyzařuje polarizované koherentní radiové záření molekul OH a H₂O (efekt maseruMASER – Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation. Zařízení, které zesiluje elektromagnetické záření pomocí stimulované emise v mikrovlnném a rádiovém oboru. Obdobně funguje v optickém oboru LASER. Teoreticky byl maser předpovězen v roce 1952 Nikolajem Basovem a Alexandrem Prochorovem. Tato práce však byla zveřejněna až v roce 1954. Mezitím byl v roce 1953 nezávisle realizován Charlesem Townesem, Jamesem Gordonem a Herbertem Zeigrem na Kolumbijské univerzitě. Masery se využívají jako velice přesné etalony frekvence, například v atomových hodinách, jako zesilovače vynikají velice nízkým šumem, díky čemuž mohou být použity například k zesílení signálu od velice vzdálených sond, které vysílají na relativně malých výkonech nebo k radiolokaci. Nezastupitelnou roli mají rovněž v radioteleskopii. Klasické konstrukce maserů jsou poměrné náročné na provoz (vakuové systémy, magnetické stínění, silné elektromagnety nebo chlazení tekutým héliem). V roce 2012 byl zkonstruován pulzní a v roce 2018 kontinuální maser, který pracuje za pokojové teploty bez nutnosti magnetického stínění a bez použití vnějšího magnetického pole.), které bylo detekováno radioteleskopy sítí 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. a VLBAVLBA – Very Large Baseline Array, síť deseti radioteleskopů rozmístěná od Havajských po Panenské ostrovy s délkou základny 8 600 km. Průměr každé antény je 25 m, provozovatelem je National Science Foundation se sídlem v Novém Mexiku. Síť je v provozu od roku 1993.. Výrony odnášejí z centrální oblasti tuto velmi hustou látku rychlostí kolem 220 km/s. Hmotnost rozpínající se obálky byla původně určována v řádu hmotností 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. kolem 4,7 M_S. Na základě srovnávání rychlostí toků materiálu v bipolární struktuře výronů v objemu o hmotnosti 0,03 M_S byly ale prvotní odhady hmotnosti molekulárního oblaku přehodnoceny a sníženy až na 0,065 M_S. Současně bylo spektroskopicky zjištěno, že poměr ¹³C/¹²C je nezvykle vysoký (0,16), což je blízko horní hranici pro rovnováhu nukleosyntézy při CNO cyklu. Vše dohromady pak nasvědčuje velmi hmotné hvězdě s původní hmotností alespoň 4 M_S. Dva opačně orientované výrony tryskající skrze hustý prachokamenný oblak obklopující hvězdu jsou nejpravděpodobněji orientovány silným magnetickým polem skryté hvězdy. Současně jsou ale jejím posledním záchvěvem života těsně před tím, než se obálka počne rozpínat do prostoru a hvězdný pozůstatek bude už jen zvolna chladnout. Hvězdným reliktem bude v tomto případě pravděpodobně žhavý bílý trpaslík, který svým ultrafialovým zářením počne ionizovat rozpínající se plynnou obálku a dá vzniknout zářící planetární mlhovině. Okolní prachový materiál bude dál svítit v infračerveném světle a celá struktura by se měla různými rychlostmi postupně rozpínat do prostoru. Za několik desítek tisíc roků přestane být objevená struktura souvislým objektem.

Snímek objektu IRAS 22036+5306 pořízený HSTHST (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. ve velmi vysokém rozlišení přístrojem 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.. Snímek je složen z expozic přes žlutooranžový filtr (F606W, klíčován modře), blízko-infračervený filtr (F814W, klíčován oranžově) a filtr propouštějící jen červené vodíkové světlo (F658N, klíčován červenou barvou). Celková expoziční doba jednotlivých snímků byla 1 600 s, 3 200 s a 5 104 s. Zobrazený výsek oblohy má stranu 22 úhlových sekund. Skrytá hvězda je obklopena hustým oblakem sestávajícím z hrudovitých částí. Možná jde o kometární jádra nebo malé planetky souhrnné hmotnosti kolem desetitisíců zemské hmotnosti. Zřetelná je bipolární struktura protoplanetární mlhoviny. Zdroj: HST.

Objekt IRAS 22036+5306 je prvním svého druhu, který je takto podrobně zobrazen a studován ve vysokém rozlišení zlomků úhlových sekund. Toto zobrazení sice nedovoluje ještě pohled přímo na centrální umírající hvězdu, je ale možné, že se v budoucnu takový pohled podaří nejen v rádiovém oboru. Pak by bylo možno sledovat vznik bílého trpaslíkaBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S. takřka v přímém přenosu.

Odkazy