Novinky

Na čem pracujeme: Vznik druhé generace hvězd v hustých hvězdokupách

Pochopení vývoje hvězdných kup je jedním z důležitých milníků pro správný popis jednak vývoje hvězd samotných a jednak chemického složení a vývoje celých galaxií. Interpretovat přímá pozorování hvězdokup často není zrovna jednoduché. A tak si astrofyzikové pomáhají numerickými simulacemi. Podobně jako Richard Wünsch, Jan Palouš a Soňa Ehlerová z ASU, kteří se prostřednictvím numerických simulací zabývali možnostmi vzniku hvězd druhé generace v hustých hvězdokupách.

Hvězdokupy jsou vůbec zajímavými objekty ve vesmíru. Běžně se očekává, že všechny hvězdy v hvězdokupě vznikly současně z mateřské mlhoviny. Protože se ale tyto hvězdy v závislosti na své počáteční hmotnosti vyvíjejí různou rychlostí, hvězdné složení hvězdokupy se neustále mění. Standardní úlohou pro astrofyziky pak například je určit stáří hvězdokupy na základě pozice větve rudých obrů v tzv. Hertzsprungově-Russelově (H-R) diagramu.

Bylo by to krásné, kdyby si však pečliví pozorovatelé nepovšimli, že v H-R diagramech některých hvězdokup registrují více než jednu hlavní posloupnost hvězd, přičemž zjevně každá z těchto posloupností odpovídá jiné generaci hvězd, které se vzájemně liší stářím a chemickým složením. Předpoklad stejného stáří hvězd ve hvězdokupách tedy obecně neplatí. Jak ale vysvětlit existenci hvězd druhé generace, když se dá očekávat, že z mateřské mlhoviny v hvězdokupě po rychlé tvorbě hvězd první generace zřejmě příliš materiálu nezůstalo?

R. Wünsch a jeho kolegové vypracovali model, podle něhož by se druhá generace hvězd mohla vzniknout z plynu, který do prostoru hvězdokupy „vracejí“ hvězdy první generace prostřednictvím hvězdného větru. Problémem však je, že horký plyn vznikající při srážkách hvězdných větrů má teploty o mnoho řádů vyšší než chladný molekulový plyn, z něhož se hvězdy mohou tvořit. Tento plyn navíc v prostředí zaplněném ionizujícím zářením horkých hvězd velmi obtížně chladne, naopak má spíše tendenci opouštět hvězdokupu ve formě společného rychlého větru. Podstata modelu R. Wünsche a kolegů je v tom, že horký plyn vytváří shluky, které mohou za určitých podmínek odstínit vysokoenergetické ionizující záření a centra těchto shluků pak mohou chladnout a stát se základem pro hvězdy druhé generace.

Navržený model autoři implementovali hned dvakrát. Jednou semi-analyticky, kdy výpočet modelu je relativně rychlý a umožňuje tak zeširoka prozkoumat prostor volných parametrů, a jednou prostřednictvím detailní hydrodynamické simulace. Výpočet takové simulace je sice detailnější, ale vyžaduje mnohem více super-počítačového času a není tedy možné prozkoumat prostor volných parametrů. Autoři v práci ukazují, že oba přístupy poskytují kvalitativně podobné výsledky, což umožňuje dělat závěry i na základě semi-analytických výpočtů.

Důležitými volnými parametry, jejichž hodnoty však neumíme přesně stanovit, jsou jednak tzv. efektivita zahřívání, tedy procento mechanické energie hvězdného větru, které se transformuje v tepelnou energii horkého plynu v hvězdokupě, a jednak přidávání hmoty, které charakterizuje „přítok“ primordiálního plynu do horkých větrů, například prostřednictvím odpařování zhustků v pozůstatcích po původním plynu.

Z výsledků simulací vyplývá, že interagující hvězdné větry skutečně mohou vytvářet horké shluky plynu. Tyto zhustky dále chladnou, jsou schopny odstínit svá jádra proti ionizujícímu ultrafialovému záření okolních hvězd. Chladné oblaky se pak stávají zárodky tvorby hvězd druhé generace. Z materiálu hvězdného větru, o němž se dlouho předpokládalo, že je z hvězdokupy vypuzen, se tak rodí nové hvězdy.

Kolik jich bude, to především závisí na hodnotě již zmíněných volných parametrů. Zdá se, že téměř 90% materiálu hvězdných větrů může být použito na tvorbu nových hvězd, a v hvězdokupě s celkovou hmotností 10⁷ hmotností Slunce se v druhé generaci mohou objevit hvězdy s celkovou hmotností až řádu 10⁵ slunečních hmot. Hodnota efektivity zahřívání pak určuje, kde tyto hvězdy nalezneme. Pokud je nízká, vytvoří se hvězdy druhé generace pouze v centru hvězdokupy. Pokud je naopak vysoká, nalezneme nově tvořené hvězdy prakticky v celém objemu hvězdokupy. Model dále předpovídá, že po 2 – 3 milionech let vývoje by měla hvězdokupa ve svém nitru obsahovat středně teplý (10 000 K) plyn s celkovou hmotností až 10⁴ slunečních hmotností. R. Wünsch a kolegové předpovídají, že indicie svědčící pro přítomnost tohoto plynu by měly být pozorovatelné v milimetrové oblasti spektra, například s pomocí interferometru ALMA, čímž dávají přímo návod k testování správnosti svého modelu.  

Michal Švanda

Citace práce

Wünsch, R., Palouš, J. a kol., The formation of secondary stellar generations in massive young star clusters from rapidly cooling shocked stellar winds, Astrophysical Journal v tisku, preprint arXiv:1612.05027

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