Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 34 (vyšlo 24. září, ročník 8 (2010)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Hvězdy požírající se v Rybách

Ivan Havlíček

Většina hvězd, které spatříme v noci na obloze, jsou zářivé svítící koule rozlévající své světlo do prostoru. Ne všechny jsou ale takovými jednoduchými objekty. I když se hvězdy zdají na nočním nebi všechny stejně bílé, už i v malém dalekohledu rozeznáme hvězdy různých barev od zářivě bílých přes žluté, oranžové až po temně červené. Barva, ve které hvězdu pozorujeme, nemusí být vždy přímo barvou povrchu hvězdy a většinou souvisí s teplotou. Jsou ale i hvězdy skryté v oblaku plynu a prachu, který hvězdné světlo filtruje a mění tak svit pocházející přímo z hvězdy. Při sledování takového komplikovaného objektu je pak potřeba správně přečíst spektrum a pokusit se domyslet, jak soustava vypadá a co ji vlastně tvoří. Hvězdy svítí různě dlouhou dobu, vznikají a zanikají, a to vše je určeno počátečním množstvím hmoty, ze které hvězda vznikla. Známe tedy navíc hvězdy různého stáří a různých velikostí. Podle určitých charakteristických znaků se pak snažíme určit, zda jde o mladou, nedávno vzniknuvší hvězdu, nebo o životem kypící hvězdu v nejlepších letech, či o svět dohořívající a dobublávající své poslední eónyEón – epocha, éra, dějinné období. Slovo pochází z řeckého aión a latinského aeon.. V závěru svého života pak hvězdy řídnou a rostou, díky tomu chladnou a červenají a také odhazují do prostoru velké množství své látky, která pak kol nich tvoří oblak, jímž se svit dožívající hvězdy prodírá ven.

Hvězda hlavní posloupnosti – označení pro hvězdu, která ve svém jádře přeměňuje termojadernou syntézou vodík na hélium. Název je odvozen od polohy hvězdy na tzv. Hertzsprungově-Russelově diagramu (spektrální třída na vodorovné ose a absolutní magnituda na svislé).

Herbigovy-Harovy objekty – malé jasné mlhoviny vznikající při utváření hvězdy, které jsou formovány výtrysky materiálu a tvrdého záření ve směrech obvykle odpovídajících rotační ose centrální hvězdy. Mlhoviny vznikají při interakci výtrysků s okolním mezihvězdným prostředím, svítí ve viditelné oblasti spektra, jde o vysoce ionizované prostředí. V chladném plynu za rázovou vlnou pak dochází k rekombinaci, záření HH objektů má typické emisní spektrum. Objekty jsou pojmenovány po Georgu Herbigovi a Guillermu Harovi, kteří v letech 1946–1947 objevili první tři objekty tohoto typu ve velké mlhovině v Orionu. Všechny v současnosti známé HH objekty jsou obklopeny hustým prachovým diskem a jsou intenzivními zdroji IR záření.

BP Psc

Takto by mohla zblízka vypadat hvězda BP Psc obklopená prachoplynným diskem.
Ilustrace ukazuje dva protilehlé výtrysky z polárních oblastí. Zdroj: Chandra.

IRAM

Rádiová anténa IRAM o průměru 30 m v pohoří Sierra Nevada ve výšce 2850 m na hoře Pico Veleta. Jde o jednu z největších a nejcitlivějších antén současné radioastronomie. Zdroj: IRAM.

Hvězda PB Pisc je záhadnou hvězdou snad pozdního typu, spektrum je plné emisních čar a mnoho záření odchází v infračerveném oboru. Hvězda, která se nachází ve vzdálenosti cca 1 000 světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km., je ale obklopena hustým prachovým diskem a podobně jako u hvězd, které ještě nevstoupily na hlavní posloupnostHvězda hlavní posloupnosti – označení pro hvězdu, která ve svém jádře přeměňuje termojadernou syntézou vodík na hélium. Název je odvozen od polohy hvězdy na tzv. Hertzsprungově-Russelově diagramu (spektrální třída na vodorovné ose a absolutní magnituda na svislé)., jsou zde viditelné výrazné výtrysky v protilehlých směrech, které jsou charakteristické pro HH objektyHerbigovy-Harovy objekty – malé jasné mlhoviny vznikající při utváření hvězdy, které jsou formovány výtrysky materiálu a tvrdého záření ve směrech obvykle odpovídajících rotační ose centrální hvězdy. Mlhoviny vznikají při interakci výtrysků s okolním mezihvězdným prostředím, svítí ve viditelné oblasti spektra, jde o vysoce ionizované prostředí. V chladném plynu za rázovou vlnou pak dochází k rekombinaci, záření HH objektů má typické emisní spektrum. Objekty jsou pojmenovány po Georgu Herbigovi a Guillermu Harovi, kteří v letech 1946–1947 objevili první tři objekty tohoto typu ve velké mlhovině v Orionu. Všechny v současnosti známé HH objekty jsou obklopeny hustým prachovým diskem a jsou intenzivními zdroji IR záření..  K rozboru složení molekulárního oblaku obklopujícího hvězdu byla použita rádiová anténa IRAM (Institut de RadioAstronomie Millimétrique – mezinárodní francouzsko-španělský vědecký institut pro radioastronomii) poblíž Granady. Bylo zjištěno, že bezprostřední okolí hvězdy obsahuje molekuly 12CO a 13CO, nejistě velmi slabou emisi HCO+ a CN; HCN, H2CO, naproti tomu molekuly SiO zde nebyly zjištěny vůbec. Spektrum CO čar objektu BP Psc velmi dobře odpovídá modelu keplerovsky rotujícího disku. Spodní hranice hmotnosti detekovatelné části rotujícího disku odvozená z intenzity čar 12CO a následně poměru 13CO/12CO byla stanovena na desetinu hmotnosti JupiteruJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×1027 kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole.. Hmotnost celého disku kolem centrální hvězdy byla určena v intervalu 0,5÷0,9 hmotnosti SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Emise HCO+ a CN (vzhledem k 13CO) je natolik slabá, že lze vyloučit model, kdy intenzivní čáry HCO+ a CN charakterizují mnoho řídké hmoty kolem mladých hvězd, které ještě nedosáhly hlavní posloupnosti. Takové objekty jsou totiž nejčastějšími zdroji molekulárního spektra. Velmi nízká intenzita rentgenového záření pak u BP Psc odpovídá také nízké ionizaci látky v disku. Jednou z možností vzniku takového objektu je srážka či splynutí hvězdy s velmi těsným průvodcem porovnatelné hmotnosti.

Tok

Objevitelský snímek výtrysků obdobných HH objektům. Snímek byl pořízen třímetrovým Shaneovým dalekohledem na Lickově observatoři. Snímek je složen ze tří snímků: v pásmu Hα, SII (λ6730) a obrazu v širokopásmovém R filtru. Zdroj: IOP, Vymezení snímacích pásem jednotlivých filtrů: ASAHI SPECTRA.

Snímky výtrysků

Snímky výtrysků po odečtení od kontinua. Na horním snímku je obraz v Hα, na druhém je vypreparovaný obraz v pásmu SII, třetí snímek je kompozicí dvou předchozích. Čárkovaně jsou vyznačeny hlavní směry nejjasnějších výtrysků. Pro srovnání je na čtvrtém snímku tentýž objekt zaznamenaný na Palomarské digitální přehlídce oblohy v červeném světle z roku 1990. Hlavní části výtrysků jsou na něm také zřetelné – jsou červeně zakroužkovány. Zdroj: IOP.

Spektrum objektu

Spektrum objektu BP Psc v porovnání s pěti trpasličími hvězdami, u nichž není evidentní prachový disk. Tímto srovnáním lze odvodit, že pokud jde o trpasličí hvězdu, mohla by být spektrálního typu K2 s povrchovou teplotou kolem 5 000 K. Také by však mohlo jít o pozdní obří hvězdu typu G (V – R ~ 0,7 mag). Spektrum bylo pořízeno aparaturou HIRES na Keckově observatoři. Zdroj: IOP.

V červenci 2010 byly publikovány výsledky měření hvězdy BP Psc pořízené rentgenovou observatoří ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.. Jelikož hvězda je již mnoho let velmi pečlivě sledována a jsou známa měření v celém rozsahu spektra od rádiových vln přes infračervenou oblast až po viditelné světlo, šlo vlastně jen o doplnění již známých údajů a o upřesnění předcházejících modelů. BP Psc byl potvrzen jako slabý rentgenový zdroj. Jelikož je hvězda ve viditelném a i IR oboru skryta v prachovém oblaku, v RTG šlo vlastně o první pozorování její fotosféry. Rentgenový svit je projevem magnetické aktivity a jeho původ je proto očekáván ve hvězdné koróně, popřípadě v interakcích hvězdy s okolním diskem. Logaritmus poměru rentgenové a bolometrické svítivostiSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum)., log (LX/Lbol), leží v intervalu (−5,8, −4,2), což je mnohem méně, než log (LX/Lbol) známý jako typický pro trpasličí hvězdy nenastoupivší dosud na hlavní posloupnost. Naopak velmi dobře tento poměr odpovídá rychle rotujícím obřím hvězdám (typ FK ComFK Com – žlutý obr v souhvězdí Vlasy Bereniky. Je prototypem celé třídy proměnných hvězd, u nichž je proměnnost způsobena chladnými skvrnami na rotujícím povrchu. Perioda FK Com je 2,4 dne, změna magnitudy 0,1, vzdálenost 760 světelných roků, spektrální třída G5 až G8, průměr 8 RS, svítivost 30 LS, obvodová rychlost 180 km/s.) spektrálního typuSpektrální 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. G. Výsledky observatoře Chandra tak podporují teorii o možnosti vzniku okolního disku splynutím hvězdy s velmi těsným průvodcem. Tímto průvodcem mohla být jak hvězda, tak i obří planeta. Nicméně jde o první pozorovaný systém, který je evidentně výsledkem splynutí dvou objektů v měřítku jednotlivých hvězd.

Kompozice

Snímky objektu BP Psc pořízené observatoří Chandra v RTG oboru. Levý snímek je pouze v RTG, na pravém je kompozice RTG s fotografií ve vizuálním oboru pořízenou na Lickově observatoři Shaneovým dalekohledem o průměru 3 m. Zdroj: Chandra.

Klip týdne: Protostelární výtrysky

Protostelární výtrysky, avi/divx, 50 MB

Protostelární výtrysky. Hvězdy vznikají z mezihvězdných mračen prachu a plynu a jednou z prvních známek vzniku nové hvězdy jsou protostelární výtrysky popisované také jako Herbigovy-Harovy objekty. Hvězda sama je ještě neviditelná, neb její svit je skryt v prachovém disku, prozradí ji však výtrysky látky a záření formované její rotací a magnetickým polem. Na čele rázové vlny pronikající do okolního mezihvězdného prostředí v protilehlých směrech pak díky rekombinaci září ionizovaná látka, kterou je možno pozorovat lépe než samotnou hvězdu. Animace ukazuje několik takových objektů zaznamenaných Spitzerovým kosmickým dalekohledem včetně modelu, jak taková mladá hvězda vypadá zblízka. Zdroj: SST. (avi/divx, 50 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage