Výzkum hvězdného větru přispěl k lepšímu pochopení hmotných hvězd

Souhvězdí Orion v paprscích zapadajícího Slunce (foto: Dr. Filip Hroch)

Žít rychle a zemřít mlád je nejen název slavného filmu z roku 1958, ale stejně dobře by to mohlo být i životní motto nejhmotnějších hvězd ve vesmíru.

Tyto hvězdy o hmotnosti čítající více než desetinásobek hmotnosti Slunce patří k nejzářivějším objektům vůbec. Oproti hvězdám slunečního typu je však jejich život vskutku jepičí, v průběhu pouhých několika miliónů let spálí své dostupné jaderné palivo a zanikají během kataklyzmatických událostí zvaných výbuch supernovy. Ty bývají natolik jasné, že jsou patrné z téměř celého viditelného vesmíru, a zanechají za sebou kompaktní zbytek: buď neutronovou hvězdu, nebo černou díru. Jak se tyto hvězdy vyvíjejí a co ovlivňuje formu kompaktního zbytku? A jak hmotná černá díra vzniká? Nevíme. Tedy ne přesně, jednou z největších neznámých je totiž množství hmoty, které hmotné hvězdy ztratí během svého života. Pokud přijdou o velké množství hmoty, zbyde z nich neutronová hvězda či málo hmotná černá díra. Pokud ale hvězda ztrácí hmotu příliš pomalu a celkově málo,  nevyhnutelně z ní vznikne masivní černá díra.

Právě proto spojili v rámci projektu 18-05665S Grantové agentury České republiky s názvem ‚‚Ztráta hmoty v pozdních fázích vývoje hmotných hvězd“ své síly astrofyzikové z Ústavu teoretické fyziky a astrofyziky Masarykovy univerzity s kolegy z Astronomického ústavu Akademie věd České republiky. A zkoumali, jak rychle hmotné hvězdy přicházejí o svoji hmotu. Zaměřili se především na hmotné hvězdy v pozdních vývojových stádiích, jejichž ztráta hmoty je probádána nejméně.


Snímek jedné z hvězd studovaných v rámci projektu, GR 290 z galaxie M33 v souhvězdí Trojúhelníku. Hvězda se nachází ve středu snímku, v jejím okolí je mlhovina vyznačená falešnou modrou barvou (Převzato z Maryeva O. a kol., 2020, Astronomy & Astrophysics, 635, A201)
Snímek jedné z hvězd studovaných v rámci projektu, GR 290 z galaxie M33 v souhvězdí Trojúhelníku. Hvězda se nachází ve středu snímku, v jejím okolí je mlhovina vyznačená falešnou modrou barvou (Převzato z Maryeva O. a kol., 2020, Astronomy & Astrophysics, 635, A201)

Astrofyzikové se věnovali především výzkumu proudění, které představuje jeden z hlavních parametrů při posuzování vlastností hvězd vůbec. Hmotné hvězdy bývají natolik horké a zářivé, že je jejich záření schopno uvolnit látku přímo z povrchu do mezihvězdného prostředí. Toto proudění vzniklé působením zářivé síly vede ke ztrátě hmoty hvězdy a označuje se jako hvězdný vítr. Hvězdné větry hmotných hvězd tedy doslova plachtí na záření hvězd. Pro studium hvězdného větru použili brněnští a ondřejovští astrofyzikové vlastní počítačový program, který je schopen předpovídat vlastnosti hvězdného větru pouze na základě znalosti parametrů dané hvězdy. Pro velký soubor hvězd v pozdních fázích vývoje tak vědci předpověděli podstatné vlastnosti hvězdného větru, především množství hmoty, které jednotlivé hvězdy ztrácí. Prostřednictvím svých modelů astrofyzikové ukázali, že hmotné hvězdy ztrácí hmotu podstatně nižší měrou, než se dosud předpokládalo. Dá se tedy očekávat, že pro vývoj hvězd vysoké hmotnosti jsou zřejmě důležité i další explozivní způsoby ztráty hmoty.

Časový vývoj interakce hmoty vyvržené supernovou s okolohvězdnou látkou

V rámci projektu se vědci zaměřili také na další problémy spojené se ztrátou látky hmotných hvězd. Mezi jinými studovali rentgenové dvojhvězdy složené z hmotné hvězdy a hvězdného zbytku, neutronové hvězdy či černé díry. Část hvězdného větru hmotnější složky dvojhvězdy je zachycena jejím kompaktním souputníkem, dopadá na něj a uvolňuje při tom velké množství rentgenového záření. Takovéto dvojhvězdy patří mezi jedny z nejsilnějších rentgenových zdrojů v naší Galaxii. Jednotlivé rentgenové dvojhvězdy s hmotnou složkou je možné rozdělit do dvou tříd podle charakteru jejich rentgenové emise, doposud však nebylo jasné, co způsobuje rozdělení dvojhvězd do těchto tříd. Brněnští a ondřejovští astrofyzikové předložili model, podle nějž se jednotlivé třídy rentgenových dvojhvězd liší mírou vlivu rentgenového záření na hvězdný vítr, což vede k odlišnému charakteru akrece na hvězdný zbytek.

Tři snímky ilustrující časový vývoj interakce látky vyvržené supernovou s okolohvězdou obálkou v různých časech. Jednotlivé obrázky ukazují vývoj hustoty, složek rychlosti, teploty a mechanického ohřevu (Kurfürst, P. ; Pejcha, O. ; Krtička, J., 2020, Astronomy & Astrophysics, 642, A214.)
Tři snímky ilustrující časový vývoj interakce látky vyvržené supernovou s okolohvězdou obálkou v různých časech. Jednotlivé obrázky ukazují vývoj hustoty, složek rychlosti, teploty a mechanického ohřevu. (Kurfürst, P. ; Pejcha, O. ; Krtička, J., 2020, Astronomy & Astrophysics, 642, A214.)

Vědci rovněž studovali jedno z posledních dějství vývoje hmotných hvězd, během kterého hvězda vybuchuje jako supernova a její explodující obálka pohybující se zlomkem rychlosti světla naráží na látku vyvrženou během předchozího života hvězdy. Pro modelování dynamiky této srážky explodující obálky supernovy s okolohvězdným prostředím použili vlastní počítačový program a zjišťovali, jakým způsobem se projeví rozložení okolohvězdné látky na dynamice vybuchující obálky a na pozorovaných vlastnostech supernov.

Řešení projektu tedy přispělo k lepšímu pochopení vývoje hmotných hvězd, od doby, kdy přestávají spalovat ve svém centru vodík, až po velkolepé finále jejich krátkého, ale zářného vesmírného života.

 

Autor článku: prof. Mgr. Jiří Krtička, Ph.D.

Úvodní foto: Souhvězdí Orion v paprscích zapadajícího Slunce, autor: Mgr. Filip Hroch, Ph.D.