Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 7 – vyšlo 21. listopadu, ročník 23 (2025) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

7/2025

Konvekce obřích hvězd

Petr Kulhánek

V roce 1974 jsem navštěvoval první ročník astronomického kurzu v pražském planetáriu. Tehdy nám přednášející říkal, že hvězdy jsou natolik vzdálené, že je, na rozdíl od planet, uvidíme i sebesilnějším dalekohledem vždy jen jako bodové zdroje. Časy se ale mění a lidské technologie postupují mílovými kroky vpřed. Hluboce zakořeněné přesvědčení o hvězdách jako bodových zdrojích prolomil Hubblův 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. v roce 1995, když povrch hvězdy Betelgeuse vyfotografoval jako malý kotouček. Loňského roku se podařil další průlom. Radioteleskopická síť ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu. detekovala na povrchu hvězdy R Doradus konvekci – obří proudy látky vynášející energii z nitra na povrch. Poprvé šlo o jinou hvězdu, 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., u níž jsme pozorovali časový vývoj povrchových struktur.

R Doradus – první hvězda (mimo Slunce), u níž bylo zobrazeno povrchové proudění.
Zdroj: Davide De Martin / ESO / Digitized Sky Survey 2.

Červený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem. Konvektivní vrstva – vrstva, v níž je dostatečný spád teploty na to, aby v plazmatu vzniklo proudění. U Slunce začíná tato vrstva 200 000 km pod povrchem a dosahuje až k povrchu. U obřích hvězd bývá konvektivní vrstva naopak v okolí jádra. Energie se zde šíří prouděním, ve vrstvě jsou vzestupné a sestupné proudy a mnohé turbulentní oblasti. ALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu.

Schwarzschildovo kritérium

Ve hvězdách vzniká energie termojadernou syntézou a k povrchu hvězdy se šíří buď zářením, nebo prouděním. Zářivé procesy ve hvězdách popsal v roce 1906 Karl Schwarzschild (ten, který v roce 1916 vypočetl z obecné relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. velikost horizontu černé díryČerná 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.). Při zářivém přenosu interagují fotony především s volnými elektrony, jsou jimi zachytávány a znovu vyzařovány, takže má celý proces chaotický charakter. Ve Slunci vrstva se zářivým přenosem energie (radiační zóna) přiléhá k jádru Slunce a končí 200 000 kilometrů pod povrchem Slunce. Konvektivní přenos energie (prouděním) zkoumal Martin Schwarzschild (syn Karla Schwarzschilda) a v roce 1961 odvodil jednoduché kritérium pro rozvoj proudění ve hvězdě. Je-li dostatečný spád teploty, dojde k tzv. výměnné nestabilitě, a pokud si bubliny plazmatu nacházející se blíže k jádru vymění polohu s bublinami nad nimi, bude situace energeticky výhodnější, což vede ke vzniku proudění. K proudění ve hvězdách tedy dochází v oblastech, v nichž spád teploty překročí určitou mez danou Schwarzschildovým kritériem. U našeho Slunce je dostatečný spád teploty v podpovrchové oblasti, konvektivní zóna sahá od povrchu Slunce do 200 000 kilometrů pod povrchem.

U obřích hvězd bývá větší spád teploty naopak v blízkosti jádra, proto se v nich vytvoří konvektivní zóna v okolí jádra a radiační zóna, v níž se přenáší energie zářením, je až nad ní, tedy obráceně, než tomu je tomu u Slunce. I u obřích hvězd ale konvekce také probíhá v těsném okolí povrchu, kde je spád teploty značný. 

Na povrchu Slunce vytvářejí vzestupné a sestupné proudy typickou granulaci.
Země slouží na obrázku jako měřítko. Zdroj: Vargas/BBSO-NJIT.

První fotografie povrchu hvězdy

První přímou fotografii povrchu hvězdy pořídila kamera FOCFOC (HST) – Faint Object Camera, CCD fotoaparát vyrobený Evropskou kosmickou agenturou, který fungoval na Hubblově dalekohledu do roku 2002. Pracoval v oblasti vlnových délek 115 až 6 500 nm, tedy od ultrafialového přes vizuální až po infračervený obor. Hubblova dalekohleduHST (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. v březnu 1995. Podařilo se to u relativně blízké hvězdy Betelgeuse ze souhvězdí Orionu. Tato hvězda je červeným veleobrem o hmotnosti 20 Sluncí, který má poloměr řádově tisíckrát větší než Slunce a nachází se ve vzdálenosti 550 světelných roků. Jde o proměnnou hvězdu měnící periodicky svou jasnost. Šlo vůbec o první snímek hvězdy, na němž nebyla bodová, ale jevila se jako malý kotouček s jasnější skvrnou. Tedy už na prvním snímku povrchu hvězdy byl zaznamenán náznak jakési struktury. Není bez zajímavosti, že Betelgeuse má atmosféru zářící v ultrafialovém oboru, takže je průměr fotografovaného kotoučku podstatně větší v ultrafialové oblasti než v optické. Od doby prvního snímku uplynulo mnoho času a hvězda Betelgeuse byla fotografována v nejrůznějších oborech spektra, zkoumána interferometricky a dokonce byly pořízeny záznamy Dopplerova jevu povrchových struktur. Hvězda Betelgeuse je na konci svého života a v astronomicky krátké době ji čeká osud supernovy. Není proto divu, že je atraktivním a vděčným předmětem astronomických pozorování.

Betelgeuse – první snímek, na němž není hvězda bodová. Zdroj: NASA/HST.

Povrchová konvekce R Doradus

V roce 2024 došlo k dalšímu průlomu v pozorování povrchů hvězd. Na červeného obraČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem. R Doradus, nacházejícího se na jižní obloze v souhvězdí Mečouna, se zaměřila radioteleskopická síť ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu.. Zkoumala ho na vlnové délce 0,887 milimetru, tedy v oblasti neviditelné lidskému oku. R Doradus je červený obr s průměrem 350 Sluncí, který se nachází ve vzdálenosti pouhých 180 světelných rokůly – světelný rok (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×10¹² km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky. od Země. Velká hvězda v malé vzdálenosti je ideálním cílem pro zobrazení struktur na jejím povrchu. R Doradus je navíc proměnnou hvězdou s periodicitou 11 měsíců. Jasnost kolísá mezi 5. a 6. magnitudou. Radioteleskopická pozorování řídila a vyhodnocovala skupina vědců z Chalmersovy univerzity. Výsledek jejich snažení je obdivuhodný. Podařilo se jim detekovat časové změny povrchových struktur a R Doradus se stala první hvězdou po Slunci, u níž byla zobrazena povrchová konvekce. Na snímcích jsou patrné nečekané detaily. Bubliny horkého plynu vystupujícího k povrchu mají řádově rozměr jedné astronomické jednotkyAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů., jsou tedy srovnatelné se vzdáleností Země od Slunce. Měřené rychlosti radiálního pohybu povrchových struktur se pohybují od −18 do +20 kilometrů za sekundu. Týmu se podařilo ze snímků sestavit krátké video povrchové konvekce tohoto červeného obra a hvězdná astronomie si na své konto připsala další velký úspěch.

Radioteleskopická síť ALMA v Atacamské poušti. Zdroj: Sangku Kim/ESO.

Poloha hvězdy R Doradus v souhvězdí Mečouna. Zdroj: IAU/Sky & Telescope.

Klip ukazující pomalé změny polohy vrcholků konvektivních proudů  na povrchu
hvězdy R Doradus. Zdroj: Wouter Vlemmings/Chalmersova Universita/ALMA.

Odkazy