Novinky

Na čem pracujeme: Nadobří hvězdy v kulových hvězdokupách

Jedním z přelomových poznatků astrofyziky kulových hvězdokup z posledních let je, že oproti původním očekáváním se v těchto kupách pozoruje více generací hvězd. Astronomové si nyní lámou hlavu nad vysvětlením původu více populací. Užitečným nástrojem pro ně jsou numerické simulace. Jednu takovou inovativně zkonstruovali Dorottya Szésci a Richard Wünsch s ASU. 

Mladé hmotné hvězdokupy jsou kompaktní oblasti se vznikajícími hvězdami natěsnanými v kouli o poloměru jen několika málo parseků. Numerické i analytické odhady naznačují, že jejich předpovězená životní doba odpovídá očekávané životnosti starých kulových hvězdokup, proto jsou přirozeně tyto mladé hvězdokupy považovány za předchůdce hvězdokup kulových.

Podle tradičního, dnes již překonaného modelu měly být kulové hvězdokupy tvořeny stejnou generací hvězd, snad hvězd populace II, které spolu velmi dávno vznikly v prachoplynném oblaku. Moderní pozorování však ukazují, že prakticky ve všech kulových hvězdokupách jsou přinejmenším dvě generace hvězd s různým chemickým složením. Tedy jednou generací chemicky chudší na těžší prvky a druhou generací chemicky bohatší. Jedním ze základních pozorovacích faktů týkajících se vícegeneračních hvězdokup je anomální zastoupení některých lehčích prvků, např. sodíku nebo kyslíku, které svědčí o jejich syntéze v prostředí s teplotou kolem 60 až 100 milionů stupňů. Jde o teploty mnohem vyšší než ve středu Slunce, takto vysokých teplot dosahují např. nitra hvězd s hmotností desítek Sluncí. Řada modelů vysvětlujících vícegenerační hvězdokupy tedy předpokládá, že první generace velmi hmotných hvězd se podílí na obohacení té následující druhé. Jakým mechanismem to ale činí je nejasné.

Astrofyzikové z ASU ověřovali hypotézu, že za obohacení mohou mohou červení nadobři – závěrečná stadia velmi hmotných hvězd. Uvědomili si, že chemicky chudé hvězdy první generace mohly nabývat značných hmotností až několika stovek hmotností slunce. Tyto hvězdy byly intenzivním zdrojem hvězdného větru, jehož prostřednictvím by mohly obohacovat okolí o produkty jaderné syntézy ve svých nitrech. Pracovnice Stelárního oddělení Dorottya Szésci měla velkou zkušenost s modelováním chemicky chudých velmi hmotných hvězd a Richard Wünsch z Oddělení galaxií a planetárních systémů naopak zkušenosti s hydrodynamickými simulacemi plynu v hvězdokupách. Oba využili těchto komplementárních dovedností k unikátní studii a použili výsledky z modelů hvězdného vývoje jako zdrojové členy do simulace dění v hvězdokupě s plynem.

Modely hmotných hvězd s nízkou metalicitou ukazují, že taková hvězda s hmotností větší než 80 hmotností Slunce přechází do stádia chladného nadobra ještě během pobytu na hlavní posloupnosti a přitom její obálka nezadržitelně expanduje. Současně se ukazuje, že tato obálka je plně konvektivní, což znamená, že je povrchový materiál neustále obohacován látkou z hlubokých vrstev, která obsahuje chemicky těžší produkty termojaderného slučování. Značná část povrchových vrstev takových hvězd je současně odvanuta mohutným hvězdným větrem a dostává se tak do okolního prostoru. Bylo by zde tedy dostatek příležitosti k obohacení okolního materiálu pro vznik druhé generace hvězd a proto tato úloha stojí za prozkoumání.

Numerická simulace studovala podmínky, za nichž se dostávají těžší chemické prvky do materiálu původní hvězdokupy s mlhovinou a mohou vést ke vzniku hvězd druhé generace. Modely kombinovaného hvězdného větru v hvězdokupě totiž ukazují, že se materiál vyvrhnutý ve formě větru může velmi efektivně a rychle chladit, kondenzovat do zhustků, izolovat se od destruktivního vlivu okolních hvězd a postupně tak vytvořit podmínky pro vznik nové hvězdné generace. Vítr vanoucí z chladných nadobrů s nízkou metalicitou je relativně pomalý a hustý v porovnání s větrem z horkých hvězd se sluneční metalicitou nebo snad rázových vln od supernov. Vznik teplotních nestabilit nutných k prudkému zchlazení tak dokonce podporuje. Výpočty detailního chemického obohacení materiálu a předpokládaného složení hvězd druhé generace odpovídá pozorovaným anomáliím ve vícegeneračních hvězdokupách.

Dynamika systému je dále taková, že pokud začne simulace s celkovou hmotností milionů Sluncí, desítky až stovky tisíc slunečních hmotností materiálu je vyvrženo ve větrech hvězd první generace a téměř veškerý tento materiál se koncentruje ve středu kupy, kde pak mohou velmi snadno vznikat hvězdy dalších generací. Dynamickými jevy také může hvězdokupa snadno ztrácet hvězdy první generace do okolí, což vysvětluje i současnou hmotnost kulových hvězdokup, jež je výrazně menší než by odpovídalo počátečnímu modelu.

Autoři dále poznamenávají, že hvězdy první generace často kolabují a vytvářejí tak černé díry s velkou hmotností. Nedá se vyloučit, že tyto objekty budou tvořit vázané páry a stanou se tak zdroji gravitačních vln, zejména pak při jejich finálním splynutí.

Potenciál výzkumu kombinujícího v sobě nejlepší modely hvězdného vývoje a detailní model dění ve hvězdokupě s plynem je obrovský. Z témat, kterých by se mohly navazující práce v budoucnu dotknout, je třeba zmínit zejména vliv dvojhvězd nebo vysvětlení exotických explozí (např. již zmíněných gravitačních vln, ale i gama záblesků nebo exotických typů supernov).

Michal Švanda 

Citace práce

D. Szécsi, R. Wünsch, Role of supergiants in the formation of globular clusters, Astrophysics Journal v tisku, preprint arXiv:1809.01395

Kontakt: Mgr. Richard Wünsch, Ph. D., richard.wunsch@asu.cas.cz