Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 35 – vyšlo 21. září, ročník 10 (2012)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Magnetický fialový obr

Ivan Havlíček

Obří hvězdy spektrální třídy O hrají kruciální úlohu v dynamickém a chemickém vývoji galaxiíGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.. Je tomu tak z několika důvodů. Zejména jsou obrovským zdrojem ionizujícího a UV záření. Jelikož většina O hvězd jsou mladé obří hvězdy s extrémně vysokou povrchovou teplotou alespoň tří desítek tisíc kelvinů a ve srovnání s jinými hvězdami také velmi velkou hmotností, obohacují své bezprostřední okolí také tomu odpovídajícím mohutným tokem hvězdného větru. Svým zářením a odtékající látkou do prostoru své okolí doslova ovládají a proměňují jeho strukturu do velkých vzdáleností. Pokud se zrodily uvnitř mlhovin a prachoplynných mračen, mohou zde díky jejich svitu vznikat obří bubliny a také se z prachových oblaků vydělovat nové protohvězdné globule. Uvnitř obřích hmotných O hvězd probíhá termojaderná přeměna až do atomárních jader končících železemŽelezo – Ferrum, kovový prvek významně zastoupený na Zemi i ve vesmíru. Má všestranné využití při výrobě slitin pro výrobu většiny základních technických prostředků používaných člověkem. Objev výroby a využití železa byl jedním ze základních momentů vzniku současné civilizace. a při závěrečných explozích O hvězd jako supernov se vytvářejí ještě těžší jádra. Takto vzniklá látka proniká do mezihvězdného prostoru a stává se novým materiálem pro tvorbu následných objektů. Veškerý prach a pevná kondenzující látka, z níž vznikají planety a vše, co v galaxiích zastiňuje svit hvězd, má svůj původ v explozích předchozích generací hvězd. Jelikož jsou O hvězdy ještě spolu s hvězdami třídy B ze všech hvězd právě extrémně svítivé a hmotné a přitom ještě stále velmi početné, je právě jim přisuzován největší podíl na vývoji a dynamických proměnách galaxií. Jde o třídu hvězd, která je systematicky a podrobně sledována již od poloviny minulého století. Pro podrobné studování je možné využít ale jen hvězdy v naší Galaxii. Ve vzdálenějších hvězdných ostrovech jejich UV svit splývá a je zde možno pouze z celkové spektrální charakteristiky celé galaxie usuzovat na poměrné zastoupení těchto žhavých modrofialových obrů vůči ostatním hvězdám.

Binární O hvězda. Zdroj STSCI.

Spektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy.

Zeemanův jev – štěpení energetických hladin atomů vlivem přítomnosti magnetického pole. Jde o skupinu hladin, které bez přítomnosti magnetického pole mají stejnou energii (tzv. degenerovaná energetická hladina). V přítomnosti magnetického pole mají jednotlivé hladiny již nepatrně odlišnou energii, která vede k rozštěpení jedné spektrální čáry na více čar.

Magnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 10¹² T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk.

Bílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S.

Pekuliární hvězdy – hvězdy, které mají nezvyklé (pro příslušnou spektrální třídu netypické) chemické složení povrchových vrstev. U horkých hvězd sem patří zhruba desetina pozorovaných objektů. U hvězd spektrálního typu A se jedná zejména o metalické a magnetické hvězdy. U spektrálního typu B se jedná o rtuťové hvězdy, hvězdy se zeslabeným nebo zesíleným héliem. Pekuliarita je přisuzována hvězdným atmosférám a je rozpoznatelná spektroskopicky. Pekuliární hvězdy se označují CP (CP1 až CP6.7) nebo jen malým p za příslušnou hlavní spektrální třídou hvězdy.

Již v sedmdesátých letech vznikaly první katalogy galaktických O hvězd popisující závislost absolutní svítivosti na podrobném spektrálním zatřídění. Jelikož byly nalézány hvězdy, které různě rychle rotují a u některých lze také pozorovat různě intenzivní magnetické pole, byly zavedeny velmi detailní spektrální podtřídy, mnohdy čítající jen několik málo pozorovaných jedinců. Tyto podtypy byly řazeny podle podrobných spektrálních charakteristik, zejména podle poměrů intenzit sousedících spektrálních čar nalézaných v podrobných hvězdných spektrech. Jelikož první systematické práce tohoto druhu probíhaly koncem šedesátých a začátkem sedmdesátých let, interpretace naměřených výsledků odpovídala podrobnostem, které bylo možno z tehdy získaných spekter s požadovanou jistotou vyčíst. Pilotní práce Nolana R. Walborna z roku 1972 uvádí 107 hvězd spektrálních typů O3 až O9.7 a spektra byla tehdy získávána na Kit Peaku a na Cerro Tololo. Pozorovací program tedy cíleně pokrýval celou oblohu. V současné době je vytvářen katalog GOSSS (Galactic O-Star Spectroscopic Survey). Práce na něm započaly v roce 2004. Výchozím materiálem byla kompilace kompletního souboru tehdy známých galaktických O-hvězd z do té doby provedených měření v nejrůznějších jiných přehlídkách necílených vždy přímo na O hvězdy. Původní projekt byl označen GOSC (Galactic O-star Catalog) a v roce 2004 obsahoval zhruba čtyři stovky hvězd. Do současné doby se tento počet zvýšil na více než šestinásobek. Do roku 2010 bylo do katalogu GOSSS zařazeno cca 2 500 hvězd, u nichž je s požadovanou přesností známa absolutní svítivost a změřeno spektrum a ještě některé jiné astrofyzikální charakteristiky. Přehlídka tohoto druhu má samozřejmě svá omezení daná vzdáleností, do jaké je možné vybrané hvězdy sledovat. Hranice použitelnosti a požadované přesnosti získaných dat je někde ve vzdálenosti 3 kpcParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).. Světlo O hvězd je z větších vzdáleností natolik zkresleno, že už nelze s požadovanou přesností určit, v jaké míře co ve spektru pochází od samotné hvězdy a jejího bezprostředního okolí, a co je způsobeno extinkcíExtinkce – zeslabení světla vzdálených hvězd. Je způsobena pohlcováním světla mezihvězdnou látkou. V galaktické rovině v bezprostředním okolí Slunce jde o průměrné zeslabení o 1,9 mag/1 kpc. Mezihvězdná látka ale není v Galaxii rozmístěna rovnoměrně a na větších vzdálenostech může nabývat i velmi rozdílných hodnot. Velikost extinkce je zhruba nepřímo úměrná vlnové délce světla. Z velkých vzdáleností tedy lépe prochází mezihvězdným prostředím červené světlo a vzdálenější hvězdy se proto jeví červeně. Extinkce je způsobena rozptylem a pohlcováním fotonů na částicích prostředí. Z charakteristik extinkce lze tak přímo zjistit vlastnosti mezihvězdného prostředí, které nás dělí od zdroje světla. mezihvězdného prostředí. Je to zapříčiněno jednoduše tím, že největší část energie O hvězda vyzařuje v krátkovlnné oblasti a charakteristické čáry, které napomáhají rozlišit její vlastnosti, jsou v této části spektra. Krátkovlnné světlo je ale mezihvězdným prostředím pohlcováno nejvíce a i když je jím veškerá energie následně vyzářena dál, vlastní svit hvězdy, který pak zachytí pozemské spektrometry, je výrazně zeslabován se vzrůstající vzdáleností.

Spektra hvězd rozdělená do základních spektrálních tříd podle Harvardské klasifikace.
Zdroj: SIRTF

Spektrum hvězdy třídy O podle charakteristiky uvedené pro základní rozlišení
přehlídkovým projektem SDSS. Zdroj: SDSS.

Spektrum hvězdy třídy B podle SDSS. Zdroj: SDSS.

Spektrum bílého trpaslíka třídy B podle SDSS. Zdroj: SDSS.

Spektrum bílého trpaslíka obecného podle SDSS. Bílým trpaslíkem se hvězda stává v závěrečné fázi svého života. V závislosti na hmotnosti původní hvězdy může vzniklý bílý trpaslík zapadnout do spektrálních tříd od K přes G, F, A, B až po třídu O. Zdroj: SDSS.

Spektrum magnetického bílého trpaslíka podle SDSS. Zdroj: SDSS.

Obří O hvězdy mohou být magnetické. Nejedná-li se o kompaktní hvězdné objekty, jako jsou bílí trpaslíci, neutronové hvězdy nebo magnetaryMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 10¹² T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk., obvyklá indukce magnetického pole u hvězd nepřekračuje 1 T. U bílých trpaslíkůBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S. byla naměřena magnetická pole 100 až 1 000 T, nejsilnější hvězdné magnety, tzv. magnetary mohou dosahovat až 10¹² T. Pro srovnání magnetické pole našeho Slunce se pohybuje v hodnotách 10 až 200 μT.

Otevřená hvězdokupa NGC 1624. Magnetická obří hvězda NGC 1624-2
je označena šipkou uprostřed hvězdokupy. Zdroj: Star Shadows.

Překvapením proto byl objev nezvykle silného magnetického pole u obří O hvězdy v otevřené hvězdokupěOtevřená hvězdokupa – fyzikálně příbuzná skupina hvězd, která drží pohromadě gravitační přitažlivostí a má společný původ. Většina hvězd se vytvořila ze stejné mlhoviny, a tak mají podobné počáteční chemické složení. Otevřená hvězdokupa může mít desítky až desítky tisíc jedinců. Na rozdíl od kulové hvězdokupy zpravidla nevykazuje otevřená hvězdokupa kulové prostorové uspořádání. NGC 1624 v souhvězdí Persea. Hvězda nese označení NGC 1624-2, leží ve vzdálenosti 20 000 světelných roků, hmotností je srovnatelná s třiceti hmotnostmi Slunce, povrchová teplota byla určena na 35±2 kK. Mohlo by tedy jít o typickou O hvězdu. Podle detailnějších spektrálních charakteristik ale byla zařazena do spektrálního šuplíku s označením Of?p hvězda. Jde o pekuliární hvězduPekuliární hvězdy – hvězdy, které mají nezvyklé (pro příslušnou spektrální třídu netypické) chemické složení povrchových vrstev. U horkých hvězd sem patří zhruba desetina pozorovaných objektů. U hvězd spektrálního typu A se jedná zejména o metalické a magnetické hvězdy. U spektrálního typu B se jedná o rtuťové hvězdy, hvězdy se zeslabeným nebo zesíleným héliem. Pekuliarita je přisuzována hvězdným atmosférám a je rozpoznatelná spektroskopicky. Pekuliární hvězdy se označují CP (CP1 až CP6.7) nebo jen malým p za příslušnou hlavní spektrální třídou hvězdy., dalšími známými hvězdami stejné spektrální třídy jsou HD 108, HD 148 937, HD 191 612 a CPD -28° 2561. Více než těchto pět jich prozatím známo není. Pravidelný opakující se posun ve spektrálních čárách s periodou 157.99±0.94 dne byl interpretován jako rotační perioda hvězdy. Magnetické pole hvězdy bylo určeno z rozštěpení spektrálních čar způsobeného Zeemanovým jevemZeemanův jev – štěpení energetických hladin atomů vlivem přítomnosti magnetického pole. Jde o skupinu hladin, které bez přítomnosti magnetického pole mají stejnou energii (tzv. degenerovaná energetická hladina). V přítomnosti magnetického pole mají jednotlivé hladiny již nepatrně odlišnou energii, která vede k rozštěpení jedné spektrální čáry na více čar. . Podélná složka magnetického pole (ve směru zorného paprsku) vyšla B_z = 0,535±0,05 T. Z profilu kovových čar byla určena velikost pole B = 1,4±0,1 T a dipólové pole s hodnotou na pólu větší než 2 T. Jde o extrémně vysoké hodnoty, které se prozatím u žádné jiné hvězdy srovnatelných astrofyzikálních charakteristik nepodařilo změřit. Jde o hodnoty o řád vyšší, než bylo u srovnatelných hvězd zatím pozorováno. Tak silné pole vytváří kompaktní dipólovou magnetosféru do vzdálenosti více než 11 poloměrů hvězdy. Současně je tak silným polem určitě strukturována i podpovrchová látka ve hvězdě. Navíc hvězda NGC 1624-2 je silným zdrojem rentgenového záření. Jde o velmi zajímavý objekt, jehož studium by mohlo napomoci lépe porozumět vývoji modrofialových obřích hvězd a díky nim i utváření samotných galaxií.

Srovnatelně silné magnetické pole jako u NGC 1624-2 bylo pozorováno prozatím jen u Ap a Bp hvězd se silným globálním dipólovým polem. Na obrázku je matematický model vývoje struktury takového hvězdného pole v čase. Velké koule znázorňují povrch hvězdy, pod každou je pak přiřazeno zobrazení vzdálenější magnetosféry. Zdroj simulace: AANDA.

Odkazy