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.
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.
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.
|
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.
"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