Hvězdy vznikají koncentrací mezihvězdné látky. Na velmi dlouhou dobu se dostanou do rovnovážného stavu udržovaného gravitací vlastní hmoty a tlakem záření vystupujícího z jejich nitra. V tomto stavu se hvězda udržuje po většinu svého života. Doba předchozí a závěrečná je jen zlomkem období, kdy hvězda poklidně září do vesmírné noci. Nic však netrvá věčně a po určité době hvězda vyhoří. Není už kde brát palivo pro termojaderný kotel v jejím nitru a stabilní zářivá koule se počne měnit v objekt jiného druhu. Závěrečná stádia hvězdného vývoje jsou plna bouřlivých kataklyzmat a v závislosti na hmotnosti objektu předpokládáme, že probíhají různě dramaticky. Scénář tohoto přechodu by ale měl být u všech hvězd zhruba stejný. Hvězda již z jádra nedodává potřebnou energii vyrovnávající její prostorovou stabilitu a počne se gravitačně hroutit. Následkem je zvýšení tlaku v centrální oblasti a odpovědí odmrštění nestabilních vnějších slupek, které se rozlétnou do prostoru. Většinu hvězd ve vesmíru je proto možné pozorovat v době, kdy jen klidně září a nijak dramaticky se nechovají. Na nebi můžeme pozorovat mnohem méně objektů, které se hvězdami teprve stanou, nebo naopak takových, které již hvězdami být přestaly. O předhvězdných objektech astronomové velmi dlouho nevěděli. Předpokládali, že by něco takového mělo být pozorovatelné, ale teprve až Hubbleův vesmírný dalekohled přinesl první jednoznačně identifikovatelné snímky objektů, z nichž jednou hvězdy vzniknou. Tyto protohvězdy jsou známy jako Herbigovy-Harovy objekty .
V závěrečné fázi hvězdného stabilního života by hvězda měla odhazovat většinu materiálu do okolního prostoru a objekt, který zbude, by měl tento odhozený plášť ionizovat. Vznikne tak obrovská a ve srovnání s původní hvězdou neskutečně řídká svítivá bublina roztodivných tvarů a barev. Vše je závislé na mechanizmech, které se na jejím vzniku podílely. V silném dipólovém magnetickém poli původního objektu je odhozený materiál také dipólově strukturován. Bublina se rozpíná rychlostmi několika stovek kilometrů za sekundu. V řádech tisíců či desetitisíců roků tak dosahuje velikosti až několika světelných roků . Takový poměrně mladý objekt je pak snadno pozororovatelný díky své velikosti a intenzitě světla, které vydává. V dobách, kdy se začal pro pozorování oblohy používat dalekohled, byly takové objekty docela nápadné, stejně jako jiné nehvězdné mlhavé objekty. Hvězdáři tehdy neměli šanci zjistit, na co se vlastně dívají. Jelikož ale v malých dalekohledech několik jasných bublin nápadně připomínalo planetární kotoučky nově objevených planet Uranu a Neptunu , ujal se pro tuto třídu astrofyzikálních objektů název planetární mlhoviny .
|
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. HR diagram – Hertzsprungův-Russelův diagram zobrazující hvězdy podle povrchové teploty (spektrálního typu) a svítivosti (vyzařovaného výkonu). V průběhu svého života se hvězda v závislosti na počáteční hmotnosti po HRD pohybuje – HRD zobrazuje svítící objekty v nejrůznějších fázích vývoje. Nejdéle (80 ÷ 90 % doby svého života) hvězda zůstává na tzv. hlavní posloupnosti, kdy uvnitř hvězdy hoří vodík na helium. V HRD jsou na vodorovné ose spektrální typy od vysokých povrchových teplot (zpravidla v logaritmické stupnici) vlevo k nízkým vpravo. Na svislé ose se vynáší svítivost nebo absolutní magnituda hvězdy, bývá kalibrována dle Slunce. Planetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech. Bílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,44 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS. |
Příklad velké a blízké planetární mlhoviny. Jde o objekt Helix v souhvězdí Vodnáře ve vzdálenosti 690 světelných roků. Objekt má v průměru kolem 3 světelných roků. Nahoře je snímek pořízený dalekohledem HST, dole je model bublinové struktury vytvořený na základě dopplerovských měření rozpínající se plynné obálky z jiného pohledu, než jaký je umožněn ze Země. Je možné, že objekt je důsledkem zániku vícenásobné soustavy. Evidentní je hvězda pozůstavší ve středu bubliny jako relikt původce mlhoviny. Zdroj: HST.
Čím kratší je období, po které se hvězda udržuje v nějaké své vývojové fázi, tím méně takových objektů na obloze můžeme pozorovat ve srovnání s počtem ostatních. Hvězdy setrvávají v období rovnováhy desítky milionů až několik miliard roků. Naproti tomu ve fázi planetární mlhoviny jde o tisíce či desetitisíce roků, po kteréžto období je objekt ještě zřetelně pozorovatelný, než se rozplyne v mezihvězdné prázdnotě. Jisté je, že pozorování planetárních mlhovin rozličného stáří a typů je svým způsobem výběrová astronomická disciplína zabývající se několika málo desítkami či stovkami objektů. Aby byl objekt takové velikosti vůbec pozorovatelný ve své struktuře, nemůže být od nás příliš daleko. Pro detailní studium jsou tedy vhodné vzdálenosti nejvýše do několika tisíců světelných roků. Pokud se podaří v tomto okruhu objevit reprezentativní škálu objektů nejrozličnějšího stáří, velikostí a struktur, je možné na základě jejich pozorování zpřesňovat teoretické znalosti popisující závěrečná stádia hvězdného vývoje.
Objekt IRAS 22036+5306 v souhvězdí Kefea. Jde o předplanetární mlhovinu, něco mezi hvězdou právě doživší a počínající v odhazování látky, kterou už není schopna hvězda gravitačně udržet. Objekt se nachází ve vzdálenosti 6 500 světelných roků. Zobrazený výsek oblohy má stranu 2 úhlové minuty. Zdroj: IRAS
(a) barevný obrázek objektu IRAS 22036+5306 pořízený HST/WFCP2 přes červený (F814W) a zelený (F606W) filtr, na kterém je zřetelná centrální oblast. Na snímku (b) pořízeném radioteleskopickou sítí VLA jsou na inverzní podkresbě F606W vyznačeny zdroje maserového záření OH oblastí na frekvencích 1 612 MHz (čtverečky) 1 665 MHz (trojúhelníčky) a 1 667 MHz (kroužky). Radiální rychlosti jsou barevně kódovány. Detaily výronů zářící látky (c) JE(východní jet) a (d) JW (západní jet) jsou zobrazeny zvětšeně v rozlišení desetiny úhlové sekundy. Zdroj: ApJ.
Objekt IRAS 22036+5306 je něčím velice podivným a nezvyklým. Jádrem struktury je velmi stará hvězda, která je skryta v hustém prachovém oblaku. Oblak obsahující i velmi velké hroudy materiálu velikostí řádově srovnatelné s planetkami vyzařuje polarizované koherentní radiové záření molekul OH a H2O (efekt maseru ), které bylo detekováno radioteleskopy sítí VLA a VLBA . Výrony odnášejí z centrální oblasti tuto velmi hustou látku rychlostí kolem 220 km/s. Hmotnost rozpínající se obálky byla původně určována v řádu hmotností Slunce kolem 4,7 MS. Na základě srovnávání rychlostí toků materiálu v bipolární struktuře výronů v objemu o hmotnosti 0,03 MS byly ale prvotní odhady hmotnosti molekulárního oblaku přehodnoceny a sníženy až na 0,065 MS. Současně bylo spektroskopicky zjištěno, že poměr 13C/12C je nezvykle vysoký (0,16), což je blízko horní hranici pro rovnováhu nukleosyntézy při CNO cyklu. Vše dohromady pak nasvědčuje velmi hmotné hvězdě s původní hmotností alespoň 4 MS. Dva opačně orientované výrony tryskající skrze hustý prachokamenný oblak obklopující hvězdu jsou nejpravděpodobněji orientovány silným magnetickým polem skryté hvězdy. Současně jsou ale jejím posledním záchvěvem života těsně před tím, než se obálka počne rozpínat do prostoru a hvězdný pozůstatek bude už jen zvolna chladnout. Hvězdným reliktem bude v tomto případě pravděpodobně žhavý bílý trpaslík, který svým ultrafialovým zářením počne ionizovat rozpínající se plynnou obálku a dá vzniknout zářící planetární mlhovině. Okolní prachový materiál bude dál svítit v infračerveném světle a celá struktura by se měla různými rychlostmi postupně rozpínat do prostoru. Za několik desítek tisíc roků přestane být objevená struktura souvislým objektem.
Snímek objektu IRAS 22036+5306 pořízený HST ve velmi vysokém rozlišení přístrojem ACS . Snímek je složen z expozic přes žlutooranžový filtr (F606W, klíčován modře), blízko-infračervený filtr (F814W, klíčován oranžově) a filtr propouštějící jen červené vodíkové světlo (F658N, klíčován červenou barvou). Celková expoziční doba jednotlivých snímků byla 1 600 s, 3 200 s a 5 104 s. Zobrazený výsek oblohy má stranu 22 úhlových sekund. Skrytá hvězda je obklopena hustým oblakem sestávajícím z hrudovitých částí. Možná jde o kometární jádra nebo malé planetky souhrnné hmotnosti kolem desetitisíců zemské hmotnosti. Zřetelná je bipolární struktura protoplanetární mlhoviny. Zdroj: HST.
Objekt IRAS 22036+5306 je prvním svého druhu, který je takto podrobně zobrazen a studován ve vysokém rozlišení zlomků úhlových sekund. Toto zobrazení sice nedovoluje ještě pohled přímo na centrální umírající hvězdu, je ale možné, že se v budoucnu takový pohled podaří nejen v rádiovém oboru. Pak by bylo možno sledovat vznik bílého trpaslíka takřka v přímém přenosu.
Zdroje:
- R. Sahai et al.: A Massive Bipolar Outflow and a Dusty Torus with Large Grains in the Pre-Planetary Nebula IRAS 22036+5306; arXiv:astro-ph/0609455v1 15 Sep 2006
- R. Sahai et al.: A Massive Bipolar Outflow and a Dusty Torus with Large Grains in the Preplanetary Nebula IRAS 22036+5306; Astrophysical Journal 653 (2006) 1241–1252
- R. Sahai, et al.: An Icy, Bipolar Proto-planetary Nebula with Knotty Jets: IRAS 22036+5306; Astrophysical Journal 586 (2003) L81–L85
- ESA Hubble Images: The Very Curious Creation of an Ageing Star; 13 JUne 2011
- SIMBAD database: IRAS 22036+5306
- Bruce Balick, Joe Huehnerhoff, Jennifer Baerny: The Catalog of Hubble Images of Nascent and Infantile Planetary Nebulae
- IPAC: Introduction to IRAS
