Veleobří červené hvězdy

Ivan Havlíček, 7. března 2005

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 – (supergiant) 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 ÷ 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 – (supergiant) 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 ÷ 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).

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

VeleobřiČervený veleobr – (supergiant) 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 ÷ 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 – je dána Stefanovým–Boltzmannovým zákonem v závislosti na efektivní povrchové teplotě dle vztahu: L = 4πR²σT⁴. Svítivost bývá také označována jako zářivý výkon hvězdy. 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 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 převážně vodíkem a heliem, s oblaky čpavku. 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 – (supergiant) 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 ÷ M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. vznikne v závěrečné fázi z extrémně svítivé modré hvězdy.
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. Logaritmická míra této veličiny se nazývá hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost je vázána na vzdálenost a pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice: m₂ − m₁ = 2,5 log I₁ / I₂. , spektrální typSpektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M a L jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy.) s předpovězenými vlastnostmi (teplota, svítivostSvítivost hvězdy – je dána Stefanovým–Boltzmannovým zákonem v závislosti na efektivní povrchové teplotě dle vztahu: L = 4πR²σT⁴. Svítivost bývá také označována jako zářivý výkon hvězdy.). 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 %.

Veleobří hvězdyČervený veleobr – (supergiant) 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 ÷ 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.

Bonus: Animace „Vývoj červeného obra“

Červený obr. Na klipu jsou zobrazeny relativní teplotní fluktuace červeného obra. V různých fázích simulace je použita různá průhlednost, takže můžete vidět buď měnící se řídké povrchové vrstvy nebo husté jádro uvnitř obra. K animaci byl použit 1 TB dat. V animaci se také střídá souřadnicová soustava rotující s hvězdou a souřadnicová soustava nerotující. V závěru animace proběhne zoom, který vám umožní uvidět turbulence v okolí hustého jádra. Červený obr je hvězda, v jejímž nitru probíhá termojaderná syntéza hélia na težší prvky. Má malé kompaktní jádro a rozsáhlé řídké obaly. Výpočet byl prováděn na počítači se 128 procesory SGI/Cray Origin-2000. Zdroj: David Porter a kol., University of Minnesota.

Odkazy