Zvětšit obrázek

Evropský Very Large Telescope tvoří 8 dalekohledů – 4 velké a 4 malé, které je možné přemísťovat. Kredit: ESO

Když dalekohled, tak „velmi velký“ :)
V čilském pohoří Cerro Paranal, ve výšce 2 635 m. n. m., vybudovala Evropská kosmická agentura ESA svojí jižní observatoř (ESO). Do vesmírných dálav zde hledí Very Large Telescope (Velmi velký dalekohled), který ve skutečnosti není jedním přístrojem, ale soustavou čtyř stejných dalekohledů s průměrem hlavního zrcadla 8,2 m. Čtveřice může pracovat v různých režimech, nejlepší výkon podává, když spojí své síly do výkonného interferometru. Soustavu doplňují další čtyři menší (ale na naše poměry záviděníhodně velké) pohyblivé teleskopy s průměry zrcadel 1,8 m. Podle potřeby se dají umístit na různé pozice okolo hlavních přístrojů. Rozlišovací schopnost VLT je neuvěřitelná 1 oblouková milisekunda. Možnosti pozorování pokrývají spektrum záření od blízkého ultrafialového, přes viditelné, po střední infračervené světlo. Nejmodernější adaptivní optika umožňuje eliminovat zkreslení obrazu způsobené turbulentními proudy v atmosféře a tak obraz z VLT předčí i záběry z Hubbleova teleskopu (HST).

Zvětšit obrázek

V infračerveném spektru pořízený detailní záběr na nejmasivnější známou hvězdu R136a1 (uprostřed). Na snímku jsou další dva obři, kterých porodní hmotnost byla vyšší než 150násobek hmotnosti Slunce. Kredit: ESO/P. Crowther/C.J. Evans

 

Dvě kolébky supermasivních hvězd
Právě pozorování těchto dvou unikátních dalekohledů – VLT a HST - umožnilo podrobněji studovat dvě hvězdokupy: v naší Galaxii asi 20 tisíc světelných let vzdálenou NGC 3603 v souhvězdí Lodní kýl a hvězdokupu R136 (katalogově přesnější označení je RMC 136a), která nepatří do naší Mléčné dráhy, ale do sousední nepravidelné galaxie známé jako Velký Magellanův oblak. V něm byla již v roce 1751 objevena mlhovina Tarantule (30 Doradus je jen jiné označení), vzdálená 179 tisíc světelných let. Její srdce září, protože se zde po 2 miliony let rodí hvězdy a tvoří zmíněnou hvězdokupu R136. Asi 200 hvězd se svou hmotností řadí do těch nejvyšších „váhových“ kategorií obrů, superobrů (v naší literatuře i nadobřů) a hyperobrů.

Doposud se soudilo, že tyto nejhmotnější hvězdy nepřesahují limit rovný asi 150 násobku hmotnosti našeho Slunce. Jak pojmenujeme kategorii hvězd, u kterých nový, podobnější průzkum prokázal mnohem větší hodnoty? Existuje spodní hranice pro hmotnost, při které se kosmické těleso nemůže stát hvězdou, i když má vhodné chemické složení. Je to přibližně 80 násobek hmotnosti Jupiteru, což je horní limit pro termonukleárně nerozžehnuté hvězdy z kategorie hnědý trpaslík. Existuje ale nějaký horní limit? Tuto otázku teď astronomům kladou výsledky výzkumu, které v nejnovějším čísle časopisu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society zveřejnil mezinárodní britsko-německo-malajsko-japonský tým astronomů, vedený Paulem Crowtherem, astrofyzikem z University of Sheffield.

Zvětšit obrázek

Pohled do srdce mlhoviny Tarantule, na mladou gigantickou hvězdokupu R136 (RMC 136a). Kredit ESO

Ve zmíněných hvězdokupách NGC3603 a R136 vědci identifikovali několik hvězd s povrchovou teplotou nad 40 tisíc Kelvinů, což je sedm krát více, než bychom naměřili na povrchu Slunce. V porovnání s ním jsou tyto vzdálené hvězdy několik desítek krát větší a několik milionů krát zářivější. Další překvapivé údaje poskytly modely, kterými se vědci snažili zrekonstruovat vývoj těchto ohnivých obrů. Z jejich stáří, svítivosti a nynějších hmotností vyplynulo, že na svém počátku měly více hmoty, než je dosud akceptovaný horní hvězdní limit - 150násobek Slunce.

Hvězdný „superhyperextragigant“  :)
V mlhovině NGC 3603 v Lodním kýlu jsou z této porodní nadlimitní nadváhy podezřelé 3 hvězdy, ve vzdálené mlhovině Tarantule, ve hvězdokupě R136 byly nalezeny čtyři. Mezi nimi dominuje zatím nejhmotnější pozorovaná hvězda. Má označení R136a1 a její „současná“ hmotnost je 265násobkem hmotnosti Slunce. Dech vyrážející je ale porovnání absolutních jasností obou těles - R136a1 je téměř 10 milion krát zářivější! Samozřejmě, že tak masivní a zářivá hvězda do svého okolí uvolňuje obrovské množství hmoty v podobě energie a hvězdného větru (analogie Slunečního větru – nepřetržitého proudu ionizovaných částic tryskajících z celého povrchu). Výpočty tak vedou k ještě provokativnějším hodnotám - na počátku své hvězdné kariéry měla R136a1 mnohem větší hmotnost – až 320násobnou v porovnání se Sluncem. Takže za něco přes milion let od svého rozžehnutí ztratila hmotu dostatečnou pro 55 Sluncí. Je to nevyhnutný důsledek její „obezity“, která spouští celou kaskádu termojaderných reakcí v nepředstavitelném rozsahu. Jen dostatečný tlak záření může vzdorovat obrovské gravitaci a chránit hvězdu před kolapsem, ke kterému i tak rychle spěje. Pro hvězdy na obloze ještě striktněji, než pro hvězdy v šoubyznysu platí: čím více zazáříš, tím dříve zhasneš. A tak zatím co Slunce po 4,5 miliardách let dospělo do středního věku, R136a1 do něho dorostla již po necelých dvou milionech roků.

Zvětšit obrázek

Porovnání velkosti hvězdných trpaslíků – červeného, žlutého (do téhle kategorie patří i Slunce) a modrého (hypotetická fáze vývoje červeného trpaslíka) a Superstar R136a1 Kredit ESO

Jak vznikla tak extrémně hmotná hvězda? Toť otázka! Nemusela vzniknout jako jeden objekt, může být výsledkem splynutí dvou hvězd. Pro teoretiky bude teď nesmírně zajímavé modelovat její vznik, ale i zánik. Hvězdní obři s hmotností 8 až 150 Sluncí zazáří jako supernovy a končí jako neutronové hvězdy, nebo černé díry. Laik by možná očekával, že po krátkém, ale intenzivním životě se něco podobného, jen v mnohem velkorysejším měřítku, stane i R136a1. Je ale pravděpodobné, že po gigantické explozi z ní nezůstane nic, kromě obrovského pracho-plynného oblaku a množství trosek. Vědci předpokládají, že hvězda zanikne v supernově s takzvanou párovou nestabilitou. Jde o výbuchy extrémně masivních hvězd, u kterých dosáhla teplota a tlak v centrálních oblastech takových hodnot, při nichž dochází k přeměně rentgenového záření na páry částice-antičástice. Tím se ale naruší obrana proti kolapsu, protože rentgenové záření „drželo“ tlak vnějších vrstev hvězdy. V důsledku párové nestability dochází k poklesu tohoto tlaku působícího proti gravitaci a hvězdný gigant se začne smršťovat. Vše končí ve velkolepém finále - rozžehnutím tak intenzivních termonukleárních reakcí, že exploze vyvolaná jejich prudce uvolněnou energií hvězdu doslova roztrhá.

Kdyby Země měla obíhat R136a1 po stejné oběžné dráze, jako dnes obíhá Slunce, musela by vysokou rychlostí kompenzovat zvýšenou gravitaci a rok by se zkrátil na tři týdny. O intenzitě záření ve všech spektrálních oblastech bychom nemohli vůbec mluvit. Neexistovali bychom. Obři jsou nebezpeční - i jako hvězdy. Ale vděčíme jim za existenci – jsou jedinými a spolehlivými továrnami na výrobu těžkých prvků z těch lehčích.

Virtuální cesta do centra mlhoviny Tarantule

Zdroje: ESO News