Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 12 (vyšlo 25. března, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Příběh umírající hvězdy Betelgeuse

Petr Kulhánek

Když se podíváme na zimní souhvězdí Orion, které představuje bájného lovce, nemůžeme přehlédnout výraznou červenou hvězdu Betelgeuse neboli Alfa Orionis v levém rameni postavy (z našeho pohledu). Jde o druhou nejjasnější hvězdu souhvězdí, svým svitem ji předčí jen Rigel modře blikající v pravé noze lovce. Není bez zajímavosti, že Betelgeuse nese označení Alfa, které by mělo příslušet nejjasnější hvězdě daného souhvězdí, což je ale Rigel. Možná je to tím, že Betelgeuse mění svou jasnost v mimořádném rozsahu 0,2 až 1,2 magnitudyMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru)., což znamená téměř trojnásobně vyšší svítivost hvězdySvítivost 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). v maximu oproti minimu. V každém případě svou jasností patří Betelgeuse do první desítky hvězd na obloze, přestože se nachází ve vzdálenosti několika set světelných roků – odhady jsou mezi 300 až 700 lySvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km., poslední údaj je 640 l.y. Na obloze ji vidíme z tak obrovské vzdálenosti mimořádně jasnou jedině proto, že má extrémně veliký poloměr. Jedná se o červeného veleobra, jehož rozměr se odhaduje na tisícinásobek velikosti 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., což znamená, že kdyby Betelgeuse byla v centru sluneční soustavy, její povrch by dosáhl až k dráze planety JupiterJupiter – 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 této hvězdy se odhaduje na přibližně dvacetinásobek hmotnosti Slunce. To není vzhledem k rozměrům příliš mnoho, průměrná hustota veleobra vychází 10−7 g/cm3, což odpovídá desetitisícině hustoty vzduchu za normálních podmínek! Betelgeuse je výjimečnou hvězdou v závěrečné fázi svého vývoje, takže můžeme takřka v přímém přenosu pozorovat poslední smrtelné křeče umírajícího veleobra.

Orion

Souhvězdí Orion je nejvýraznější dominantou zimní oblohy. Fotografie: APOD/NASA.

Porovnání velikosti hvězd

Porovnání veleobra Betelgeuse s některými známými hvězdami. Zdroj: autor.

Základní parametry hvězdy Betelgeuse (alfa Ori)
typ hvězdy červený veleobr
vzdálenost ~640 l.y.
stáří ~10×106 let
hmotnost ~20 MS
poloměr ~1000 RS (4,7 AU)
povrchová teplota ~3 500 K
spektrální třída M2 Iab
magnituda 0,2 až 1,2 (perioda 5,8 let)
absolutní magnituda –5,1
svítivost ~100 000 LS

Jak hvězdy žijí

Hvězdy vznikají v zárodečných plynoprachových mlhovinách nebo molekulárních mračnech. Za vhodných podmínek se mlhovina stane nestabilní a látka se v ní shlukuje do zárodečných globulí. Globulí vznikají desítky až tisíce, gravitačně se smršťují, lze říci, že látka v nich padá volným pádem ke středu globule. Rostoucí tlak v nitru posléze prvopočáteční překotný pád látky zastaví a z globule se vytvoří protohvězda, která je v hydrostatické rovnováze (gravitační síla je kompenzována gradientem tlaku látky). Protohvězdy zpravidla vyzařují v infračerveném oboru, unikající energie je kompenzována velmi pomalým gravitačním smršťováním. V centru globule roste tlak a teplota a pokud má protohvězda vyšší hmotnost než 80 MJ (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.), dojde k zažehnutí termojaderné syntézyTermojaderná fúze – jaderná syntéza, při které se slučují lehčí prvky na prvky těžší a uvolňuje se energie. Jaderná fúze může probíhat tehdy, když jádra překonají odpudivé coulombovské síly a přiblíží se na dosah jaderných sil. K tomu je zapotřebí velkých tlaků a teplot. Přirozeným způsobem probíhá fúze v nitru hvězd. K praktickému využití na Zemi přicházejí v úvahu dvě reakce: slučování deuteria na helium nebo tritium a slučování tritia a deuteria na helium.. V tom okamžiku se narodila hvězda hlavní posloupnostiHvězda 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)., v jejímž nitru se slučuje vodík na hélium.

Další osud hvězdy silně závisí na její hmotnosti. Obecně platí, že malé hvězdy se vyvíjejí pomaleji než velké hvězdy, v jejichž nitru je vyšší tlak a teplota a termojaderné reakce probíhají účinněji. Životní cyklus hvězd méně hmotných, než je naše Slunce, může trvat desítky miliard let. Naopak hvězdy s hmotností desítek hmotnosti Slunce žijí jen miliony až desítky milionů let. Ať je hvězda jakákoli, dojde po určité době v jejím nitru ke spotřebování jaderného paliva v podobě vodíku. Hvězda se začne gravitačně hroutit, v jádře poroste tlak a teplota až do okamžiku, kdy se v nitru začne slučovat hélium na těžší prvky. Nové podmínky v nitru způsobí novou rovnováhu hvězdy. Podle počáteční hmotnosti se hvězda stane obrem nebo dokonce veleobrem. V nitru se postupně slučují těžší a těžší prvky až po železoŽelezo – 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., které má ze všech prvků nejvyšší vazebnou energii na nukleonNukleon – společný název pro částice jádra (protony a neutrony). Jde o baryony složené z kvarků „u“ a „d“.. Další samovolné slučování již není možné. Taková hvězda má svůj aktivní život za sebou. Méně hmotné hvězdy se smrští na bílého trpaslíkaBílý 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 MS. 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 MS., hmotnější hvězdy explodují jako supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Část látky se rozmetá do okolí a v energeticky bohatých procesech rázové vlny vznikají i těžší prvky než železo. Zbytek zkolabuje na neutronovou hvězdu nebo u nejhmotnějších hvězd na černou díru. Naše Slunce se za 7 miliard let stane obrem, a poté se zhroutí na bílého trpaslíka. Hvězda Betelgeuse z našeho příběhu se již stala veleobrem a v astronomicky krátkém čase ji čeká exploze supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., po které zbude buď neutronová hvězdaNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. nebo černá díraČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují..

HR diagram

Hertzsprungův-Russelův diagram. Pokud budeme vynášet hvězdy do diagramu, v němž je na vodorovné ose teplota (spektrální třída) a na svislé ose svítivost (absolutní magnituda), budou se hvězdy vyskytovat jen v několika oblastech, které odpovídají různým vývojovým stadiím hvězd. Snadno můžeme identifikovat hlavní posloupnost (tyto hvězdy slučují v nitru vodík na hélium), obry a veleobry (v nich se slučuje hélium a další prvky na těžší jádra až po železo) a bílé trpaslíky, nejjednodušší závěrečné stádium vývoje hvězd. Zdroj: ESOESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA..

Hvězda s prvním portrétem

Ještě v 80. letech 20. století převládal názor, že hvězdy jsou od nás natolik daleko, že je vždy uvidíme na obloze jen jako body a že není v silách lidské techniky spatřit povrch jiné hvězdy, než je naše 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.. Tato pomyslná bariéra byla prolomena v roce 1995, kdy Hubblův vesmírný dalekohledHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. vyfotografoval hvězdu Betelgeuse jako kotouček. Úhlový rozměr hvězdy Betelgeuse je 0,055″ ve viditelném spektru (na vlnové délce 720 nm), v blízkém UV jde ale již o 0,125″ a ve vzdáleném UV činí úhlový průměr Betelgeuse dokonce 0,27″. Snímek byl pořízen 3. března 1995 v UV oboru kamerou FOCFOC – Full Operational Capability, plná operační schopnost globálního polohového systému GPS. Byla vyhlášena 17. července 1995, po dosažení počtu 24 družic Bloku II a IIA na oběžné dráze a jejich důsledném testování. V obecném pojetí označení pro dostupnost dané technologie (frekvence, kódu) na 24 plně funkčních družicích GPS na oběžné dráze. na Hubblově dalekohledu. Na snímku byl patrný nejen nenulový rozměr hvězdy a její atmosféra, ale i zajímavá povrchová skvrna. Velikost horké skvrny byla srovnatelná s dráhou Země kolem Slunce a byla asi o 2 000 K teplejší než okolní povrch. Zjevná nehomogenita povrchu byla prvním svědectvím bouřlivých procesů na povrchu i v nitru umírající Betelgeuse, která je v závěrečné fázi svého života.

Betelgeuse, HST

Slavný snímek hvězdy Betelgeuse z roku 1995. Měřítko je upraveno
podle současných znalostí. Zdroj: NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších./ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008..

První pořízená fotografie umírající Betelgeuse odstartovala snímkování hvězdy nejrůznějšími přístroji. V roce 1997 byly pořízeny snímky z nově instalovaného anglického interferometru COAST (Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope). COAST tvoří čtyři dalekohledy se základnou 100 metrů, které jsou citlivé od blízkého infračerveného oboru až po červenou část viditelného spektra. Každá jednotka je složena ze siderostatuSiderostat – speciální zrcadlová montáž, na které se rovinné zrcadlo pohybuje tak, aby se sledovaná hvězda v centru zorného pole nepohybovala. Ostatní objekty kolem ní opisují kružnice. Signál ze siderostatu je zpravidla veden do nějaké nepohyblivé optické soustavy. se zrcadlem o průměru 50 cm, ze kterého je světlo namířeno na Cassegrainův dalekohledCassegrainův dalekohled – zrcadlový dalekohled s vrtaným primárním zrcadlem a s vydutým sekundárním zrcadlem před primárním ohniskem. Světelný svazek se odráží od sekundárního zrcadla a vrací se pak v ose dalekohledu otvorem v primárním parabolickém zrcadle do okuláru. Výhoda tohoto typu spočívá v tom, že má podstatně delší ohniskovou vzdálenost a umožňuje tak větší rozlišení. Systém navrhl téměř neznámý francouzský sochař a vědec Sieur Cassegrain v roce 1672. se zrcadlem o průměru 40 cm. Světlo ze všech čtyř dalekohledů je vedeno hliníkovými trubkami do podzemní optické laboratoře, kde je metodou tzv. aperturní syntézy získán výsledný obraz s rozlišením 0,02″. Infračervené snímky z interferometru COAST byly doplněny vizuálním snímkem (zpracovaným stejnou metodou) z Dalekohledu Williama Herschela (WHT), který má průměr 4,2 metru a je postaven na Kanárském ostrovu La Palma. Kompletní výsledky tohoto výzkumu byly publikovány v roce 2000, viz [3].

Betelgeuse

Tři snímky Betelgeuse z listopadu 1997 pořízené dalekohledem WHT (nalevo) a interferometrem COAST (oba snímky napravo). Povrch umírající a chladnoucí hvězdy propouští infračervené záření, a proto v IR oboru vidíme podpovrchové vrstvy a hvězda se jeví menší. Všechny tři snímky zabírají oblast 0,1″ a mají rozlišení 0,02″ až 0,03″. Na snímku ve viditelné oblasti (nalevo) vidíme tři zřetelné skvrny. Pravděpodobně jde o vzestupné proudy látky z kolotající hvězdy. Ve velmi blízké infračervené oblasti (uprostřed) má hvězda výrazně menší rozměr a jen jednu viditelnou skvrnu. V blízkém IR (napravo) má hvězda nejmenší rozměr a nejostřejší hranici. Zdroj: [3].

Simulace

Existenci skvrn na povrchu Betelgeuse se pokusila vysvětlit řada numerických simulací. Z většiny z nich plyne, že hvězda prochází obdobím intenzivního míšení látky a pulzací. Na obrázcích vidíte několik fází vývoje změn jasnosti při proudění materiálu hvězdy získané na základě numerické simulace. Výpočet probíhal na prostorové mříži s 1273 vrcholy pro povrchovou teplotu 4 700 K. Celou simulaci spustíte klepnutím myši na obrázek. Zdroj: Bernd Freytag, University of Uppsala.

Betelgeuse, ESO

Umělecké ztvárnění současné představy
o hvězdě Betelgeuse. Zdroj: ESO.

Jak hvězdy umírají – bude Betelgeuse supernovou?

Málo hmotné hvězdy, jako je naše 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., se v závěrečné fázi stanou bílým trpaslíkemBílý 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 MS. 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 MS.. Ty hmotnější, jako je Betelgeuse, čeká mnohem bouřlivější smrt. V závěrečných fázích se ocitnou ve stádiu intenzivních pulzací, v jejich nitru se mísí látka a při bouřlivém proudění vytváří tzv. supercely (supergranule) vzestupných a sestupných proudů. V nitru je malé husté jádro, kolem něhož se nachází rozsáhlá oblast velmi řídké kolotající hvězdné látky. Z hvězdy uniká do okolního prostoru velké množství částic a atomů, hvězdný vítr je velmi intenzivní. Některé hvězdy i opakovaně odfouknou vnější vrstvy a vytvoří kolem sebe rozsáhlé mlhoviny. Betelgeuse je natolik hmotná (odhaduje se cca 20 MS), že ji čeká osud supernovy typu IISupernova typu II – velmi hmotná, hroutící se hvězda po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí. Supernovy typu II mají ve spektru přítomné vodíkové čáry. Tyto supernovy dále dělíme podle dosvitu na dvě skupiny II L s lineárním poklesem jasnosti a II P, u kterých má dosvit plató s malým poklesem jasnosti. Typickým příkladem typu II P je velmi známá supernova SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 167×103 světelných roků.. Po vyhoření paliva dojde ke gravitačnímu kolapsu vnitřních vrstev na neutronovou hvězduNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. nebo černou díruČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. a zbytek hvězdného veleobra se rozmetá do okolí. SupernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. obohacují vesmírné prostředí o těžké prvky, které vznikly v nitru hvězd při termojaderné syntézeTermojaderná fúze – jaderná syntéza, při které se slučují lehčí prvky na prvky těžší a uvolňuje se energie. Jaderná fúze může probíhat tehdy, když jádra překonají odpudivé coulombovské síly a přiblíží se na dosah jaderných sil. K tomu je zapotřebí velkých tlaků a teplot. Přirozeným způsobem probíhá fúze v nitru hvězd. K praktickému využití na Zemi přicházejí v úvahu dvě reakce: slučování deuteria na helium nebo tritium a slučování tritia a deuteria na helium. a při bouřlivém závěrečném proudění byly vyneseny k povrchu. V prostředí rázové vlny při explozi navíc vznikají i prvky těžší než železo, které za normálních podmínek ve hvězdách nelze syntetizovat. Supernovy jsou cenným zdrojem všech prvků, obohatí jimi vesmírné prostředí, ze kterého vznikají další generace hvězd. Člověk, Země i ostatní planety – vše je vybudováno z materiálu, který dávné supernovy rozházely do Vesmíru.

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 MS. 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 MS.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.

Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.

Kolik času ještě zbývá umírající hvězdě Betelgeuse do závěrečné exploze, kdy naposledy zazáří a její hvězdný život vyhasne definitivně? Těžko říci. V naší Galaxii v průměru exploduje jedna supernova za století, maximálně dvě. Zkušenosti s tímto jevem máme minimální. Betelgeuse je zjevně na samém konci života a její exploze je dílem okamžiku. Astronomického okamžiku. Snad století. Možná několik set let. A možná také jen několik let. Zajímavá jsou měření průměru Betelgeuse na americké observatoři Mt. Wilson s pomocí interferometru ISI (Infrared Spatial Interferometer), viz [6]. Interferometr pracuje v infračervené oblasti spektra, je složen ze tří mobilních jednotek, každá slouží jako siderostatSiderostat – speciální zrcadlová montáž, na které se rovinné zrcadlo pohybuje tak, aby se sledovaná hvězda v centru zorného pole nepohybovala. Ostatní objekty kolem ní opisují kružnice. Signál ze siderostatu je zpravidla veden do nějaké nepohyblivé optické soustavy. s jedním rovinným a jedním parabolickým zrcadlem. Maximální základna může být až 85 metrů. Přístroj je specializován na interferometrii hvězd. Měření průměru Betelgeuse za posledních 15 let (1993 až 2009) přineslo velké překvapení. Průměr hvězdy se na vlnové délce 11,3 μm zmenšil o plných 15 % a pokles rozměru Betelgeuse rozhodně není lineární, ale kvadratický. Jde již o závěrečný kolaps? Pravděpodobně nikoli, může jít o horní část sinusovky a další z mnoha postupně objevovaných pulzací.

ISI

Interferometr ISI na americké observatoři Mt. Wilson je složen
ze tří mobilních jednotek. Zdroj: ISI.

Klesající poloměr Betelgeuse

Měření průměru Betelgeuse na vlnové délce 11,2 μm interferometrem ISI. Pokles rozměrů je zřetelný.
Na svislé ose je průměr v tisícinách obloukové vteřiny (mas = mili-arc-second). Zdroj ApJ.

Senzacechtiví novináři spojují explozi Betelgeuse s avizovaným koncem světa v roce 2012 a tvrdí, že na obloze budou po několik týdnů zářit dvě Slunce. Co bychom vlastně doopravdy viděli, kdyby Betelgeuse explodovala nyní? Dozajista by šlo o mimořádný astronomický zážitek. Betelgeuse v rameni Orionu by se rozzářila jako ostrý svítící bod, jehož jasnost by mohla dosáhnout až svitu Měsíce v úplňku. Nicméně den by rozhodně nenastal, bez problému bychom v okolí viděli i ostatní jasné hvězdy, stejně tak, jako je běžně vidíme v okolí Měsíce. Ve dne by Betelgeuze byla na obloze vidět jako výrazný svítící bod. Po několika týdnech by levé rameno Orionu zaniklo a na jeho místě se postupně vytvořila mlhovina. Přímé ohrožení Země ze vzdálenosti 600 světelných roků je vyloučené. Pokud by Betelgeuse měla silné dipólové magnetické pole, mohl by být v magnetické ose směrován výrazný rentgenový a gama záblesk. Šance, že by byl namířen právě k Zemi je velmi malá. Navíc hvězdní obři nemívají silné magnetické pole. Betelgeuse je v tomto směru asi výjimkou, protože v roce 2010 bylo naměřeno povrchové pole 10–4 T, viz [5]. Betelgeuse má velmi pomalou rotaci a klasické tekutinové dynamo v ní není možné. S největší pravděpodobností je zdrojem pole konvektivní proudění plazmatu a při něm vznikající supercely (supergranule). Takové pole ale nebude mít výrazně dipólový charakter a schopnost směrovat gama záření do jednoho výhradního směru. Betelgeuse je z vědeckého hlediska nesmírně cenný objekt a jednou lidstvu přichystá zajímavou astronomickou podívanou, kterou budeme sledovat z bezpečné vzdálenosti.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage