Většina hvězd, které spatříme v noci na obloze, jsou zářivé svítící koule rozlévající své světlo do prostoru. Ne všechny jsou ale takovými jednoduchými objekty. I když se hvězdy zdají na nočním nebi všechny stejně bílé, už i v malém dalekohledu rozeznáme hvězdy různých barev od zářivě bílých přes žluté, oranžové až po temně červené. Barva, ve které hvězdu pozorujeme, nemusí být vždy přímo barvou povrchu hvězdy a většinou souvisí s teplotou. Jsou ale i hvězdy skryté v oblaku plynu a prachu, který hvězdné světlo filtruje a mění tak svit pocházející přímo z hvězdy. Při sledování takového komplikovaného objektu je pak potřeba správně přečíst spektrum a pokusit se domyslet, jak soustava vypadá a co ji vlastně tvoří. Hvězdy svítí různě dlouhou dobu, vznikají a zanikají, a to vše je určeno počátečním množstvím hmoty, ze které hvězda vznikla. Známe tedy navíc hvězdy různého stáří a různých velikostí. Podle určitých charakteristických znaků se pak snažíme určit, zda jde o mladou, nedávno vzniknuvší hvězdu, nebo o životem kypící hvězdu v nejlepších letech, či o svět dohořívající a dobublávající své poslední eóny . V závěru svého života pak hvězdy řídnou a rostou, díky tomu chladnou a červenají a také odhazují do prostoru velké množství své látky, která pak kol nich tvoří oblak, jímž se svit dožívající hvězdy prodírá ven.
|
Hvězda 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). Herbigovy-Harovy objekty – malé jasné mlhoviny vznikající při utváření hvězdy, které jsou formovány výtrysky materiálu a tvrdého záření ve směrech obvykle odpovídajících rotační ose centrální hvězdy. Mlhoviny vznikají při interakci výtrysků s okolním mezihvězdným prostředím, svítí ve viditelné oblasti spektra, jde o vysoce ionizované prostředí. V chladném plynu za rázovou vlnou pak dochází k rekombinaci, záření HH objektů má typické emisní spektrum. Objekty jsou pojmenovány po Georgu Herbigovi a Guillermu Harovi, kteří v letech 1946–1947 objevili první tři objekty tohoto typu ve velké mlhovině v Orionu. Všechny v současnosti známé HH objekty jsou obklopeny hustým prachovým diskem a jsou intenzivními zdroji IR záření. |
Takto by mohla zblízka vypadat hvězda BP Psc obklopená prachoplynným diskem.
Ilustrace ukazuje dva protilehlé výtrysky z polárních oblastí. Zdroj: Chandra.
Rádiová anténa IRAM o průměru 30 m v pohoří Sierra Nevada ve výšce 2850 m na hoře Pico Veleta. Jde o jednu z největších a nejcitlivějších antén současné radioastronomie. Zdroj: IRAM.
Hvězda PB Pisc je záhadnou hvězdou snad pozdního typu, spektrum je plné emisních čar a mnoho záření odchází v infračerveném oboru. Hvězda, která se nachází ve vzdálenosti cca 1 000 světelných roků , je ale obklopena hustým prachovým diskem a podobně jako u hvězd, které ještě nevstoupily na hlavní posloupnost , jsou zde viditelné výrazné výtrysky v protilehlých směrech, které jsou charakteristické pro HH objekty . K rozboru složení molekulárního oblaku obklopujícího hvězdu byla použita rádiová anténa IRAM (Institut de RadioAstronomie Millimétrique – mezinárodní francouzsko-španělský vědecký institut pro radioastronomii) poblíž Granady. Bylo zjištěno, že bezprostřední okolí hvězdy obsahuje molekuly 12CO a 13CO, nejistě velmi slabou emisi HCO+ a CN; HCN, H2CO, naproti tomu molekuly SiO zde nebyly zjištěny vůbec. Spektrum CO čar objektu BP Psc velmi dobře odpovídá modelu keplerovsky rotujícího disku. Spodní hranice hmotnosti detekovatelné části rotujícího disku odvozená z intenzity čar 12CO a následně poměru 13CO/12CO byla stanovena na desetinu hmotnosti Jupiteru . Hmotnost celého disku kolem centrální hvězdy byla určena v intervalu 0,5÷0,9 hmotnosti Slunce . Emise HCO+ a CN (vzhledem k 13CO) je natolik slabá, že lze vyloučit model, kdy intenzivní čáry HCO+ a CN charakterizují mnoho řídké hmoty kolem mladých hvězd, které ještě nedosáhly hlavní posloupnosti. Takové objekty jsou totiž nejčastějšími zdroji molekulárního spektra. Velmi nízká intenzita rentgenového záření pak u BP Psc odpovídá také nízké ionizaci látky v disku. Jednou z možností vzniku takového objektu je srážka či splynutí hvězdy s velmi těsným průvodcem porovnatelné hmotnosti.
Objevitelský snímek výtrysků obdobných HH objektům. Snímek byl pořízen třímetrovým Shaneovým dalekohledem na Lickově observatoři. Snímek je složen ze tří snímků: v pásmu Hα, SII (λ6730) a obrazu v širokopásmovém R filtru. Zdroj: IOP, Vymezení snímacích pásem jednotlivých filtrů: ASAHI SPECTRA.
Snímky výtrysků po odečtení od kontinua. Na horním snímku je obraz v Hα, na druhém je vypreparovaný obraz v pásmu SII, třetí snímek je kompozicí dvou předchozích. Čárkovaně jsou vyznačeny hlavní směry nejjasnějších výtrysků. Pro srovnání je na čtvrtém snímku tentýž objekt zaznamenaný na Palomarské digitální přehlídce oblohy v červeném světle z roku 1990. Hlavní části výtrysků jsou na něm také zřetelné – jsou červeně zakroužkovány. Zdroj: IOP.
Spektrum objektu BP Psc v porovnání s pěti trpasličími hvězdami, u nichž není evidentní prachový disk. Tímto srovnáním lze odvodit, že pokud jde o trpasličí hvězdu, mohla by být spektrálního typu K2 s povrchovou teplotou kolem 5 000 K. Také by však mohlo jít o pozdní obří hvězdu typu G (V – R ~ 0,7 mag). Spektrum bylo pořízeno aparaturou HIRES na Keckově observatoři. Zdroj: IOP.
V červenci 2010 byly publikovány výsledky měření hvězdy BP Psc pořízené rentgenovou observatoří Chandra . Jelikož hvězda je již mnoho let velmi pečlivě sledována a jsou známa měření v celém rozsahu spektra od rádiových vln přes infračervenou oblast až po viditelné světlo, šlo vlastně jen o doplnění již známých údajů a o upřesnění předcházejících modelů. BP Psc byl potvrzen jako slabý rentgenový zdroj. Jelikož je hvězda ve viditelném a i IR oboru skryta v prachovém oblaku, v RTG šlo vlastně o první pozorování její fotosféry. Rentgenový svit je projevem magnetické aktivity a jeho původ je proto očekáván ve hvězdné koróně, popřípadě v interakcích hvězdy s okolním diskem. Logaritmus poměru rentgenové a bolometrické svítivosti , log (LX/Lbol), leží v intervalu (−5,8, −4,2), což je mnohem méně, než log (LX/Lbol) známý jako typický pro trpasličí hvězdy nenastoupivší dosud na hlavní posloupnost. Naopak velmi dobře tento poměr odpovídá rychle rotujícím obřím hvězdám (typ FK Com ) spektrálního typu G. Výsledky observatoře Chandra tak podporují teorii o možnosti vzniku okolního disku splynutím hvězdy s velmi těsným průvodcem. Tímto průvodcem mohla být jak hvězda, tak i obří planeta. Nicméně jde o první pozorovaný systém, který je evidentně výsledkem splynutí dvou objektů v měřítku jednotlivých hvězd.
Snímky objektu BP Psc pořízené observatoří Chandra v RTG oboru. Levý snímek je pouze v RTG, na pravém je kompozice RTG s fotografií ve vizuálním oboru pořízenou na Lickově observatoři Shaneovým dalekohledem o průměru 3 m. Zdroj: Chandra.
1. Chandra: Chandra Finds Evidence for Stellar Cannibalism; September 14, 2010
3. B. Zuckerman et al.: Gas and Dust Associated with the Strange, Isolated Star BP Piscium; The Astrophysical Journal 683 (2008) 1085
