Příběh umírající hvězdy Betelgeuse

Když se podíváme na zimní souhvězdí Orion, které představuje bájného lovce, nemůžeme přehlédnout výraznou červenou hvězdu Betelgeuse neboli Alfa Orionis v levém rameni postavy (z našeho pohledu). Jde o druhou nejjasnější hvězdu souhvězdí, svým svitem ji předčí jen Rigel modře blikající v pravé noze lovce. Není bez zajímavosti, že Betelgeuse nese označení Alfa, které by mělo příslušet nejjasnější hvězdě daného souhvězdí, což je ale Rigel. Možná je to tím, že Betelgeuse mění svou jasnost v mimořádném rozsahu 0,2 až 1,2 magnitudy, což znamená téměř trojnásobně vyšší svítivost hvězdy v maximu oproti minimu. V každém případě svou jasností patří Betelgeuse do první desítky hvězd na obloze, přestože se nachází ve vzdálenosti několika set světelných roků – odhady jsou mezi 300 až 700  ly, poslední údaj je 640 l.y. Na obloze ji vidíme z tak obrovské vzdálenosti mimořádně jasnou jedině proto, že má extrémně veliký poloměr. Jedná se o červeného veleobra, jehož rozměr se odhaduje na tisícinásobek velikosti Slunce, což znamená, že kdyby Betelgeuse byla v centru sluneční soustavy, její povrch by dosáhl až k dráze planety Jupiter. Hmotnost této hvězdy se odhaduje na přibližně dvacetinásobek hmotnosti Slunce. To není vzhledem k rozměrům příliš mnoho, průměrná hustota veleobra vychází 10⁻⁷ g/cm³, což odpovídá desetitisícině hustoty vzduchu za normálních podmínek! Betelgeuse je výjimečnou hvězdou v závěrečné fázi svého vývoje, takže můžeme takřka v přímém přenosu pozorovat poslední smrtelné křeče umírajícího veleobra.

Souhvězdí Orion je nejvýraznější dominantou zimní oblohy. Fotografie: APOD/NASA.

Porovnání veleobra Betelgeuse s některými známými hvězdami. Zdroj: autor.

Jak hvězdy žijí

Hvězdy vznikají v zárodečných plynoprachových mlhovinách nebo molekulárních mračnech. Za vhodných podmínek se mlhovina stane nestabilní a látka se v ní shlukuje do zárodečných globulí. Globulí vznikají desítky až tisíce, gravitačně se smršťují, lze říci, že látka v nich padá volným pádem ke středu globule. Rostoucí tlak v nitru posléze prvopočáteční překotný pád látky zastaví a z globule se vytvoří protohvězda, která je v hydrostatické rovnováze (gravitační síla je kompenzována gradientem tlaku látky). Protohvězdy zpravidla vyzařují v infračerveném oboru, unikající energie je kompenzována velmi pomalým gravitačním smršťováním. V centru globule roste tlak a teplota a pokud má protohvězda vyšší hmotnost než 80 M_J (hmotnosti Jupiteru), dojde k zažehnutí termojaderné syntézy. V tom okamžiku se narodila hvězda hlavní posloupnosti, v jejímž nitru se slučuje vodík na hélium.

Další osud hvězdy silně závisí na její hmotnosti. Obecně platí, že malé hvězdy se vyvíjejí pomaleji než velké hvězdy, v jejichž nitru je vyšší tlak a teplota a termojaderné reakce probíhají účinněji. Životní cyklus hvězd méně hmotných, než je naše Slunce, může trvat desítky miliard let. Naopak hvězdy s hmotností desítek hmotnosti Slunce žijí jen miliony až desítky milionů let. Ať je hvězda jakákoli, dojde po určité době v jejím nitru ke spotřebování jaderného paliva v podobě vodíku. Hvězda se začne gravitačně hroutit, v jádře poroste tlak a teplota až do okamžiku, kdy se v nitru začne slučovat hélium na těžší prvky. Nové podmínky v nitru způsobí novou rovnováhu hvězdy. Podle počáteční hmotnosti se hvězda stane obrem nebo dokonce veleobrem. V nitru se postupně slučují těžší a těžší prvky až po železo, které má ze všech prvků nejvyšší vazebnou energii na nukleon. Další samovolné slučování již není možné. Taková hvězda má svůj aktivní život za sebou. Méně hmotné hvězdy se smrští na bílého trpaslíka, hmotnější hvězdy explodují jako supernovy. Část látky se rozmetá do okolí a v energeticky bohatých procesech rázové vlny vznikají i těžší prvky než železo. Zbytek zkolabuje na neutronovou hvězdu nebo u nejhmotnějších hvězd na černou díru. Naše Slunce se za 7 miliard let stane obrem, a poté se zhroutí na bílého trpaslíka. Hvězda Betelgeuse z našeho příběhu se již stala veleobrem a v astronomicky krátkém čase ji čeká exploze supernovy, po které zbude buď neutronová hvězda nebo černá díra.

Hertzsprungův-Russelův diagram. Pokud budeme vynášet hvězdy do diagramu, v němž je na vodorovné ose teplota (spektrální třída) a na svislé ose svítivost (absolutní magnituda), budou se hvězdy vyskytovat jen v několika oblastech, které odpovídají různým vývojovým stadiím hvězd. Snadno můžeme identifikovat hlavní posloupnost (tyto hvězdy slučují v nitru vodík na hélium), obry a veleobry (v nich se slučuje hélium a další prvky na těžší jádra až po železo) a bílé trpaslíky, nejjednodušší závěrečné stádium vývoje hvězd. Zdroj: ESO.

Hvězda s prvním portrétem

Ještě v 80. letech 20. století převládal názor, že hvězdy jsou od nás natolik daleko, že je vždy uvidíme na obloze jen jako body a že není v silách lidské techniky spatřit povrch jiné hvězdy, než je naše Slunce. Tato pomyslná bariéra byla prolomena v roce 1995, kdy Hubblův vemírný dalekohled vyfotografoval hvězdu Betelgeuse jako kotouček. Úhlový rozměr hvězdy Betelgeuse je 0,055″ ve viditelném spektru (na vlnové délce 720 nm), v blízkém UV jde ale již o 0,125″ a ve vzdáleném UV činí úhlový průměr Betelgeuse dokonce 0,27″. Snímek byl pořízen 3. března 1995 v UV oboru kamerou FOC na Hubblově dalekohledu. Na snímku byl patrný nejen nenulový rozměr hvězdy a její atmosféra, ale i zajímavá povrchová skvrna. Velikost horké skvrny byla srovnatelná s dráhou Země kolem Slunce a byla asi o 2 000 K teplejší než okolní povrch. Zjevná nehomogenita povrchu byla prvním svědectvím bouřlivých procesů na povrchu i v nitru umírající Betelgeuse, která je v závěrečné fázi svého života.

Slavný snímek hvězdy Betelgeuse z roku 1995. Měřítko je upraveno podle současných znalostí. Zdroj: NASA.

První pořízená fotografie umírající Betelgeuse odstartovala snímkování hvězdy nejrůznějšími přístroji. V roce 1997 byly pořízeny snímky z nově instalovaného anglického interferometru COAST (Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope). COAST tvoří čtyři dalekohledy se základnou 100 metrů, které jsou citlivé od blízkého infračerveného oboru až po červenou část viditelného spektra. Každá jednotka je složena ze siderostatu se zrcadlem o průměru 50 cm, ze kterého je světlo namířeno na Cassegrainův dalekohled se zrcadlem o průměru 40 cm. Světlo ze všech čtyř dalekohledů je vedeno hliníkovými trubkami do podzemní optické laboratoře, kde je metodou tzv. aperturní syntézy získán výsledný obraz s rozlišením 0,02″. Infračervené snímky z interferometru COAST byly doplněny vizuálním snímkem (zpracovaným stejnou metodou) z Dalekohledu Williama Herschela (WHT), který má průměr 4,2 metru a je postaven na Kanárském ostrovu La Palma. Kompletní výsledky tohoto výzkumu byly publikovány v roce 2000, viz [3].

Tři snímky Betelgeuse z listopadu 1997 pořízené dalekohledem WHT (nalevo) a interferometrem COAST (oba snímky napravo). Povrch umírající a chladnoucí hvězdy propouští infračervené záření, a proto v IR oboru vidíme podpovrchové vrstvy a hvězda se jeví menší. Všechny tři snímky zabírají oblast 0,1″ a mají rozlišení 0,02″ až 0,03″. Na snímku ve viditelné oblasti (nalevo) vidíme tři zřetelné skvrny. Pravděpodobně jde o vzestupné proudy látky z kolotající hvězdy. Ve velmi blízké infračervené oblasti (uprostřed) má hvězda výrazně menší rozměr a jen jednu viditelnou skvrnu. V blízkém IR (napravo) má hvězda nejmenší rozměr a nejostřejší hranici.

Zdroj: [3].

Existenci skvrn na povrchu Betelgeuse se pokusila vysvětlit řada numerických simulací. Z většiny z nich plyne, že hvězda prochází obdobím intenzivního míšení látky a pulzací. Na obrázcích vidíte několik fází vývoje změn jasnosti při proudění materiálu hvězdy získané na základě numerické simulace. Výpočet probíhal na prostorové mříži s 127³ vrcholy pro povrchovou teplotu 4 700 K. Celou simulaci spustíte klepnutím myši na obrázek. Zdroj: Bernd Freytag, University of Uppsala.

Umělecké ztvárnění současné představy o hvězdě Betelgeuse. Zdroj: ESO.

Jak hvězdy umírají – bude Betelgeuse supernovou?

Málo hmotné hvězdy, jako je naše Slunce , se v závěrečné fázi stanou bílým trpaslíkem. Ty hmotnější, jako je Betelgeuse, čeká mnohem bouřlivější smrt. V závěrečných fázích se ocitnou ve stádiu intenzivních pulzací, v jejich nitru se mísí látka a při bouřlivém proudění vytváří tzv. supercely (supergranule) vzestupných a sestupných proudů. V nitru je malé husté jádro, kolem něhož se nachází rozsáhlá oblast velmi řídké kolotající hvězdné látky. Z hvězdy uniká do okolního prostoru velké množství částic a atomů, hvězdný vítr je velmi intenzivní. Některé hvězdy i opakovaně odfouknou vnější vrstvy a vytvoří kolem sebe rozsáhlé mlhoviny. Betelgeuse je natolik hmotná (odhaduje se cca 20 M_S), že ji čeká osud supernovy typu II. Po vyhoření paliva dojde ke gravitačnímu kolapsu vnitřních vrstev na neutronovou hvězdu nebo černou díru a zbytek hvězdného veleobra se rozmetá do okolí. Supernovy obohacují vesmírné prostředí o těžké prvky, které vznikly v nitru hvězd při termojaderné syntéze a při bouřlivém závěrečném proudění byly vyneseny k povrchu. V prostředí rázové vlny při explozi navíc vznikají i prvky těžší než železo, které za normálních podmínek ve hvězdách nelze syntetizovat. Supernovy jsou cenným zdrojem všech prvků, obohatí jimi vesmírné prostředí, ze kterého vznikají další generace hvězd. Člověk, Země i ostatní planety – vše je vybudováno z materiálu, který dávné supernovy rozházely do Vesmíru.

Kolik času ještě zbývá umírající hvězdě Betelgeuse do závěrečné exploze, kdy naposledy zazáří a její hvězdný život vyhasne definitivně? Těžko říci. V naší Galaxii v průměru exploduje jedna supernova za století, maximálně dvě. Zkušenosti s tímto jevem máme minimální. Betelgeuse je zjevně na samém konci života a její exploze je dílem okamžiku. Astronomického okamžiku. Snad století. Možná několik set let. A možná také jen několik let. Zajímavá jsou měření průměru Betelgeuse na americké observatoři Mt. Wilson s pomocí interferometru ISI (Infrared Spatial Interferometer), viz [6]. Interferometr pracuje v infračervené oblasti spektra, je složen ze tří mobilních jednotek, každá slouží jako siderostat s jedním rovinným a jedním parabolickým zrcadlem. Maximální základna může být až 85 metrů. Přístroj je specializován na interferometrii hvězd. Měření průměru Betelgeuse za posledních 15 let (1993 až 2009) přineslo velké překvapení. Průměr hvězdy se na vlnové délce 11,3 μm zmenšil o plných 15 % a pokles rozměru Betelgeuse rozhodně není lineární, ale kvadratický. Jde již o závěrečný kolaps? Pravděpodobně nikoli, může jít o horní část sinusovky a další z mnoha postupně objevovaných pulzací.

Interferometr ISI na americké observatoři Mt. Wilson je složen ze tří mobilních jednotek. Zdroj: ISI.

Měření průměru Betelgeuse na vlnové délce 11,2 μm interferometrem ISI. Pokles rozměrů je zřetelný.
Na svislé ose je průměr v tisícinách obloukové vteřiny (mas = mili-arc-second). Zdroj ApJ.

Senzacechtiví novináři spojují explozi Betelgeuse s avizovaným koncem světa v roce 2012 a tvrdí, že na obloze budou po několik týdnů zářit dvě Slunce. Co bychom vlastně doopravdy viděli, kdyby Betelgeuse explodovala nyní? Dozajista by šlo o mimořádný astronomický zážitek. Betelgeuse v rameni Orionu by se rozzářila jako ostrý svítící bod, jehož jasnost by mohla dosáhnout až svitu Měsíce v úplňku. Nicméně den by rozhodně nenastal, bez problému bychom v okolí viděli i ostatní jasné hvězdy, stejně tak, jako je běžně vidíme v okolí Měsíce. Ve dne by Betelgeuze byla na obloze vidět jako výrazný svítící bod. Po několika týdnech by levé rameno Orionu zaniklo a na jeho místě se postupně vytvořila mlhovina. Přímé ohrožení Země ze vzdálenosti 600 světelných roků je vyloučené. Pokud by Betelgeuse měla silné dipólové magnetické pole, mohl by být v magnetické ose směrován výrazný rentgenový a gama záblesk. Šance, že by byl namířen právě k Zemi je velmi malá. Navíc hvězdní obři nemívají silné magnetické pole. Betelgeuse je v tomto směru asi výjimkou, protože v roce 2010 bylo naměřeno povrchové pole 10^–4 T, viz [5]. Betelgeuse má velmi pomalou rotaci a klasické tekutinové dynamo v ní není možné. S největší pravděpodobností je zdrojem pole konvektivní proudění plazmatu a při něm vznikající supercely (supergranule). Takové pole ale nebude mít výrazně dipólový charakter a schopnost směrovat gama záření do jednoho výhradního směru. Betelgeuse je z vědeckého hlediska nesmírně cenný objekt a jednou lidstvu přichystá zajímavou astronomickou podívanou, kterou budeme sledovat z bezpečné vzdálenosti.

Zdroje:

1. Physorg: Red giant star Betelgeuse is mysteriously shrinking; June 10, 2009
2. MRAO: Surface imaging of Betelgeuse with COAST and the WHT, 1997
3. J. S. Young et al.: New Views of Betelgeuse: multi-wavelength surface imaging and implications for models of hotspot generation; MNRAS, 315 (2000) 635.
4. C. H. Townes, E. H. Wishnow, D. D. S. Hale, B. Walp: Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse; The Astrophysical Journal Letters 697 (2009) L127-L128.
5. M. Aurière et al.: The magnetic field of Betelgeuse: a local dynamo from giant convection cells?; Astronomy & Astrophysics 516, L2 (2010)
6. C.H. Townes, W. Fitelson: ISI overview; ppt presentation, 2009
7. Bernd Freytag: Numerical Simulations of Red Giant
8. Wikipedia: Betelgeuse
9. Wikipedia: Betelgeuze (česky)
10. Ivan Havlíček: Veleobří červené hvězdy; AB 10/2005