Jedno z hlavních témat pátečního vydání Science Express, internetového předpremiérového vydání časopisu Science, se týká první generace hvězd, které se v raném vesmíru začaly tvořit dost brzo - možná už někdy mezi 100 až 250 miliony let po velkém třesku. Alespoň takový je odhad opírající se o kosmologické modely i reálná pozorování galaxií, které existovaly ve vesmíru, jemuž byla „pouhá“ jedna miliarda let. První generace hvězd a jejich seskupení se zrodila z hustotních nehomogenit v rozložení prvotní hmoty tvořené s absolutní převahou lehkého vodíku (cca 3/4) a helia (1/4). Deuterium spolu s mizivým množstvím lithia a berylia tvořilo asi jen setinu procenta.
I když tento mladý vesmír obsahoval jenom atomy těch nejlehčích prvků, výsledky matematicko-fyzikálních modelů vývoje prvních hvězd vedly ke gigantům s hmotností několika sto násobků našeho Slunce. Výpočty různých týmů se sice lišily, ale ne v řádech, spíše šlo o „kosmetickou“ otázku: Byly první hvězdy „jenom“ 300krát hmotnější než Slunce, nebo mohly nabrat hmotu jeho tisíci násobku?
Nyní ale japonsko-americký čtyřčlenný tým nabízí jinou představu vycházející z počítačových simulací vývoje hvězdy první generace z jejího protostelárního stadia – zárodku ze zhuštěného plynu s hmotností přibližně setiny Slunce. Nový model popisuje růst akrecí další hmoty, a po spuštění fúzních reakcí souboj mezi gravitací, jež se snaží hvězdu zvětšit o další plyn, a tlaku záření, který ho naopak „odfoukává“, a tak prostor okolo mladé hvězdy vymetá. Tak střeží její „tloustnutí“. Když po asi 13 tisíci letech od svého zrodu hvězda dosáhne přibližně 20 násobek hmotnosti Slunce, září téměř jako celá kupa sta tisíce Slunci podobných hvězd. Ultrafialová složka této intenzivní radiace zahřívá okolní plyn na teplotu přes deset tisíc Kelvinů, v důsledku čeho se jeho objem rychle zvětšuje. Toto rozpínání postupně nad rotačními póly hvězdy „nafukuje“ plynné, kapkám podobné bubliny (viz video pod článkem). Jak časem rostou, rázová vlna v jejich čele před sebou tlačí i další plyn ve větší vzdálenosti. Jak řídne okolní hmota, růst modelové hvězdy první generace se zpomalí. Ve věku asi 70 tisíc let dosáhne hmotnost okolo 42 násobku Slunce a z původního plynného oblaku, z něhož se zrodila, zůstává v rovině rovníku jen zbytek akrečního disku. I ten časem vymizí. Část jeho hmoty přitáhne gravitace, část odvane záření a hvězdný vítr. Oba tyto faktory pak způsobují postupné pomalé „hubnutí“ hvězdy, když při 43 násobku hmotnosti Slunce je z nedostatku plynné potravy odsouzena na trvalou dietu.
(Pozn.: V raném vesmíru se kolem prvních hvězd nepovalovalo žádné planetární a meziplanetární smetí, prostor vyplňovalo záření, pravděpodobně temná hmota, vodíkovo-heliový plyn a temná energie, jejíž celkové množství v rozpínajícím se vesmíru narůstá).
I když japonsko-americká studie nabízí nový pohled na první hvězdy, které oslňovaly prostor mladého vesmíru a daly vznik prvkům těžším než jsou první čtyři členy Medelejevovy periodické tabulky, je to stále jenom teorie, jež soupeří s těmi dřívějšími. Faktem je, že i nyní objevujeme hvězdy z hmotnostní kategorie hyperobrů, několikanásobně převyšující 43 násobek Slunce. Příkladem je Eta Carinae ze souhvězdí Lodní kýl, která má hmotnost jako 150 Sluncí, ale dosahuje 180 násobek jeho velikosti a vyzařuje více než 4 milionkrát více energie. Život takového giganta je velmi krátký – věk Eta Carinae se odhaduje na 3 miliony let a očekává se, že v průběhu několika statisíciletí „spálí“ obrovské množství svého termonukleárního paliva a v obrovské explozi supernovy (případně hypernovy) ukončí zářivou kariéru hyperobra. Není ale na čele váhového žebříčku – jeho nejvyšší příčka patří 165 tisíc světelných let vzdálenému modrému hyperobru R136a1 z mlhoviny Tarantule, který má 265násobnou hmotnost v porovnání se Sluncem.
Je zřejmé, že tyto a jim podobné současné hvězdné giganty, hmotnější něž 100 Sluncí, se musely zrodit z astronomického pohledu „nedávno“. Vznikly všechny splynutím vícero hvězd, nebo pouhá akrece hmoty v protostelární mlhovině nějakým způsobem umožňuje překročit hranice rovnováhy mezi zvyšujícím se tlakem záření a hvězdného větru na jedné straně a také rostoucí gravitační přitažlivostí na té druhé? Něco, co by dovolovalo „superstar“ extrémně přibývat „na váze“ a podstatně si tím zkracovat zářivou etapu své existence.
Japonci jsou přesvědčeni, že jejich teorii nahrává skutečnost, že mezi velmi starými hvězdami s nízkou metalicitou (tedy s nepatrným obsahem prvků těžších než vodík a helium) nepozorujeme stopy po explozích supernov s párovou nestabilitou, které by poukazovaly na extrémní hmotnost původního, dnes již neexistujícího mateřského tělesa. Pod málo známým pojmem – supernova s párovou nestabilitou - se totiž ukrývá teoreticky předpokládaný mechanismus zániku hmotných hyperobrů. Jiří Grygar ve svém známém seriálu Žeň objevů podává toto vysvětlení:
„Skupina S. Woosleyho navrhuje úplně odlišný mechanismus vlastního výbuchu osamělé mimořádně hmotné (>130 M☉) hvězdy. V jádře takových hvězd vzniká energetické záření gama, které interaguje s elektromagnetickým polem atomových jader a mění se tak na elektronově-pozitronové páry. Tím se zkracuje volná dráha fotonů záření gama v nitru hvězdy, které se následkem toho více zahřívá, což lavinovitě zvyšuje produkci ještě energetičtějších fotonů gama. Jelikož vnější vrstvy hvězdy nedostávají dostatek zářivé energie zvnitřku, začnou se gravitačně hroutit na jádro, kde tak dojde k překotné termonukleární reakci v podobě několikasekundového výbuchu, který následně rozmetá hvězdu, aniž by z ní něco zbylo, např. v podobě hvězdné černé díry. Tomuto procesu se říká párová nestabilita a autoři ho dále rozpracovali v tom smyslu, že první termonukleární výbuch ještě hvězdu nezničí, neboť vyvrhovaná hmota se zadrží ve vnějších obálkách hvězdy. Jádro hvězdy se stačí ještě smrštit, ale pak nastane další ještě mohutnější exploze, kdy do obalu hvězdy se velkou rychlostí dostane další hvězdný plyn a ten se zde srazí s produkty předešlého výbuchu, a tím se hvězda definitivně zničí. Autoři se dokonce domnívají, že některé velmi hmotné hvězdy mohou přežít více termonukleárních výbuchů předtím, než jsou definitivně rozmetány.“
Video: Po kliknutí na obrázek se otevře stránka s animací znázorňující expanzi horkého plynu nad póly dorůstající hvězdy, která se zvětšuje díky chladnějšímu plynu dopadajícímu na její povrch z akrečního disku v rovině rotačního rovníku (při pomalejším internetu přenos dat může trvat i několik minut). Další videa zde.
Zdroj: Institute for the Physics and Mathematics of the Universe
Diskuze:
