Zvětšit obrázek

Známý snímek Hubblova vesmírného teleskopu – plynné „sloupy stvoření“ v Orlí mlhovině jsou také hvězdnou kolébkou.

Hvězdy se rodí v pracho-plynných mračnech gigantických rozměrů, jež se měří v desítkách a stovkách světelných let. Hmoty v obrovském prostoru ale není až tak moc – u menších mračen několik stovek, u těch gigantických několik milionů hmotností Slunce. Podstatnou část – asi 90 % - tvoří molekuly vodíku, pak následuje helium, oxid uhelnatý, něco málo oxidu uhličitého, vodní páry, kyanovodíku a dalších plynů s extrémně nízkou teplotou několika Kelvinů. Název „mračno“ možná svádí k představě hustšího plynu, ale opak je pravdou. V krychlovém centimetru vzduchu, jenž dýcháme je asi 10¹⁹ molekul plynu, v molekulárním mračnu je minimálně deset bilion krát méně - řádově desítky až miliony molekul na cm³. I tak, jak je obecně známo, v „hustějších“ jádrech tohoto obrovského „téměřnic“ vznikají zářivé a někdy opravdu velmi hmotné hvězdy. Pozorování v kombinaci s matematickými modely skýtají celkem důvěryhodnou představu o mechanismech, které v mračnech způsobují lokální hustotní nehomogenity, centra gravitačního kolapsu, v nichž se nakonec rozzáří hvězdy. Podrobnosti tohoto přerodu, zejména slabě vyzařující předhvězné etapy zahalené oponou plynů, ale není jednoduché pozorovat přímo.

Zvětšit obrázek

Archívní snímek z posledních montážních prací na Spitzerově teleskopu. Již sedmý rok posílá z heliocentrické oběžné dráhy na Zem snímky tepelného záření vesmírného okolí. Kredit: NASA/JPL

 

Než se začne nějaká hvězda tvořit, molekulární oblak prochází několika fázemi kolapsu. V té první si plyn udržuje stejnou teplotu (izotermický kolaps), protože teplo vytvářené stlačováním se volně vyzařuje do okolí. Zhušťování se ale postupně zrychluje a od jisté doby (při asi 10 K) již ochlazování nestačí kompenzovat ohřev a v centrální oblasti oblaku začne stoupat teplota. Houstnoucí plyn začne pohlcovat infračervené záření emitované částicemi prachu. Zvyšující se teplota zastaví v centrální oblasti další kolaps a umožní vytvořit hydrostatickou rovnováhu, kdy odstředivý tlak tepelného záření dokáže vyrovnat dostředivou tíhu stále se hromadícího okolního materiálu. Tento útvar astrofyzikové nazvali prvním hydrostatickým jádrem (first hydrostatic core), i když zdaleka ještě nejde o objekt podobný jádru standardní hvězdy. Jde jen o teplejší a hustější část oblaku obrovských rozměrů – s průměrem asi 5 astronomických jednotek, což je přibližně vzdálenost Slunce – Jupiter anebo asi 537 x průměr Slunce. První jádro v této rovnováze mezi tepelným vyzařováním a gravitací setrvá asi 1 000 až 10 000 let.

Zvětšit obrázek

Mlhovina Duše v Kasiopeji – zviditelněný infračervený snímek Spitzerova dalekohledu. Nejstarší hvězdy jsou modré tečky v centru dvou tmavých prázdnějších "dutin" (většina ostatních modrých teček, jež se do obrazu promítají, nepatří do mlhoviny). Mladší hvězdy září jako růžové body v mracích plynu lemujících „dutiny“. Jasné bílé oblasti jsou kolébkou nejmladších hvězdných novorozeňat. Kredit: NASA/JPL-Caltech

Jenže „obálka“ plynu okolo prvního jádra stále houstne, protože zde kolaps probíhá i nadále. V centrální oblasti to způsobuje nárůst teploty, která tíhu plynné obálky kompenzuje do doby, kdy dosáhne asi 2 000 K. Při této teplotě se molekuly vodíku – hlavní složky plynného oblaku - začnou rozpadat na atomy. To zapříčiní další fázi kolapsu centrální části, protože na rozštěpení vodíkových molekul se spotřebuje část tepla vznikajícího kompresí. Tím se hydrostatická rovnováha naruší. I toto druhé smršťování je téměř izotermické, jen se děje při mnohem vyšší teplotě, než to úvodní. Zastaví ho další hydrostatická rovnováha, tentokráte již mezi zářením nukleárních reakcí v jádru vzniklé protohvězdy (třídy 0) a gravitací hmoty, která ji tvoří a další, jež neustále přibývá. Akreci postupně utlumí tlak hvězdného větru vymetajícího okolí mladé hvězdy.

Tento scénář je modelem situace, kdy původní molekulární mračno nerotuje. V opačném, reálnějším případě vývoj hvězdy probíhá od jisté fáze trochu jinak. Jestli se otáčel prachoplynný mrak, pak rotuje i první jádro – centrální oblast ve fázi hydrostatické rovnováhy. Jenže právě rotace způsobuje nestability. Když je dostatečně rychlá, jádro se zploští a pak protáhne do dvou protichůdných směrů, až vznikne jakýsi rotující objekt s příčkou. Její konce se otáčí pomaleji než střed (stejně jako planety obíhají pomaleji, čím dál jsou od své mateřské hvězdy), čímž se z příčky vytvoří nejdřív dvě spirální ramena a časem pak obrovský plynný disk. V jeho centru rychle stoupá hustota i teplota. Jako v předcházejícím modelu i teď při 2 000 K začne molekulární vodík disociovat a tento rozklad pohltí část energie a umožní další kolaps do stadia protohvězdy (druhého hydrostatického jádra).

První dvě následující animace končí právě v této fázi, ale jádro vytvářející se hvězdy je příliš malé, aby ho bylo možné v měřítku animace znázornit. Třetí animace simuluje hmotu tryskající z jádra ven podél rotační osy vznikající protohvězdy. Tyto proudy jsou výsledkem interakce mezi dopadající hmotou a působením vytvářejícího se magnetického pole. Podle modelů ale mohou vznikat i bez působení magnetického pole jako následek tepelné šokové vlny již v stadiu rotujícího prvního jádra.

Spustit animaci	Spustit animaci	Spustit animaci
Animace – model změn hustoty v průběhu vývoje dynamické rotační nestability v prvotním hydrostatickém jádře, které tvoří obrovský zploštěný disk. V jeho centru pak vzniká zárodek protohvězdy. Kredit: University of Exeter UK/ Matthew R. Bate	Animace – model teplotních změn v průběhu vývoje dynamické rotační nestability v prvotním hydrostatickém jádru. Kredit: University of Exeter UK/ Matthew R. Bate	Animace – pohled ve směru roviny disku v období, kdy se v jeho centru formuje jádro protohvězdy a podél rotační osy tryskají proudy materiálu. Kredit: University of Exeter UK/ Matthew R. Bate

Dosud bylo rané předhvezdné stadium prvotního hydrostatického jádra jenom teoretickou záležitostí. Americkým astronomům z Yaleovy university a Harvardova – Smitsonových centra pro astrofyziku a jejich německým kolegům z Astronomického ústavu Maxe Plancka se ale pomocí sítě rádiových antén Submillimeter Array na Havajské sopce Mauna Kea a Spitzerova vesmírného teleskopu podařilo identifikovat objekt, který s velkou pravděpodobností je právě ve vývojovém stadiu prvního hydrostatického jádra. Výsledky svého dosavadního výzkumu vědci zveřejnili v časopisu Astrophysical Journal. Odhalené hvězdné embryo, označené jako L1448-IRS2E, se nachází v „standardním“ hvězdném rodišti – v gravitačně kolabujícím jádru molekulárního mračna, které se ze vzdálenosti asi 800 světelných let promítá do souhvězdí Perseus.

Zvětšit obrázek

Dalekohled Herschel, nástupce Spitzera.

"Je to velmi těžké odhalit objekty v této rané fázi vývoje hvězd, protože se v ní nacházejí jenom krátkou přechodnou dobu a vyzařují velmi málo světla," vysvětluje Xuepeng Chen, mladý astronom z Yaleovy univerzity.

Většina již vyvinutých protohvězd je asi jeden až deset krát jasnější než Slunce a halí se do obrovské prachové obálky, která září v infračerveném spektru. Objekt L1448-IRS2E, kterého jádro tvoří plyn o hmotnosti asi 4 setiny hmotnosti Slunce, ale svítí v porovnání s ním desetkrát slaběji, proto astronomové věří, že nejde o protohvězdu, ale předhvězdné první hydrostatické jádro. Zajímavý je usměrněný proud plynu, který nečekaně velkou rychlostí asi 25 km/s tryská z chladného jádra a který podle výpočtů odnese asi miliontinu hmotnosti Slunce za rok. Je asi osm krát rychlejší, než předpokládají modely. Jestli závěry dosavadní studie potvrdí i další výzkum, pak je L1448-IRS2E nejmladší hvězdné embryo, které astronomové na obloze vidí.

Doufají ale, že nebude zdaleka tím posledním. Loni, v květnu 2009, nosná raketa Ariane 5 vynesla do vesmíru dvě sondy – Planck a Herschel. Obě teď v oblasti libračního bodu L2 (jednoho z pěti míst kde se navzájem kompenzuje gravitace Slunce a Země s Měsícem) mapují vesmír. Plank v mikrovlnném záření a Herschel na infračervených a submilimetrových vlnách. A právě teleskop Herschel by měl přispět k hlubšímu poznání jak se formovaly galaxie a jaké děje doprovázejí zrod hvězd v gigantických molekulárních mračnech.

Video: Obrovské proudy ionizovaného plynu tryskající z mladé protohvězdy narážejí na hmotu okolního mračna a vytvářejí bubliny přehřátého materiálu viditelného pro infračervené oko Spitzerova dalekohledu. Právě tyto rychlé výrony žhavého materiálu mohou představovat jedno z vysvětlení chondrul v meteoritech chondritech. Mohly být nejen původcem jejich vzniku, ale i transportním médiem na velké vzdálenosti. Kredit: SpitzerScienceCenter

Zdroje: Yale University News, The Astrophysical Journal , University of Exeter