Výzkumy v ASU AV ČR (103): O vzniku kulových hvězdokup

Kulové hvězdokupy jsou gravitačně vázanými seskupeními hvězd, jež jsou v dynamické rovnováze, tzn. že hvězdokupa jako celek ani neexpanduje ani nekolabuje. Hvězdy v kulových hvězdokupách jsou velmi staré a v jedné z nich jich napočítáme až stovky tisíc. Ještě donedávna se astronomové domnívali, že všechny hvězdy v dané kulové hvězdokupě vznikly společně a se stejným chemickým složením. Až nedávná pozorování poukázala na zajímavé nesrovnalosti. V těchto objektech se například nachází několik populací hvězd, a to v některých případech až sedm. To se týká především starších hvězdokup, ty mladší pravděpodobně nevykazují zjevné známky více populací. Zdá se tedy, že v raném vesmíru, kdy vznikaly staré kulové hvězdokupy, musely existovat nějaké speciální podmínky, které jejich vlastnosti odlišují. Hvězdy v jednotlivých populacích kulové hvězdokupy se liší chemickým složením, což se nejlépe dá vysvětlit tak, že pozorované populace odpovídají generacím hvězd, kdy se ty pozdější tvoří z materiálu obohaceného produkty jaderného vývoje generací předchozích. Míra obohacení těžšími prvky však neodpovídá hmotě vyvržené supernovami, které by jinak přirozeně vysvětlily mnohé jiné vlastnosti. Navíc se zdá, že generace hvězd v kulových hvězdokupách vznikaly při v čase dobře omezených událostech, hvězdotvorba tedy neprobíhala neustále. Nejstarších hvězd je v současnosti v hvězdokupách výrazně méně, než by odpovídalo hvězdnému vývoji. Jakoby nějaký mechanismus hvězdy nejstarší generace z hvězdokupy odstraňoval.

Simone Recchi i další pracovníci Oddělení galaxií a planetárních systémů ASU navrhují hypotézu, která elegantně vysvětluje mnohé z podivných vlastností kulových hvězdokup. O obohacení se totiž mohly zasloužit obří hvězdy úplně první generace hvězd ve vesmíru, tedy tzv. populace III. Takové hvězdy dnes již ve vesmíru neexistují. Předpokládá se, že byly extrémně chudé na těžší prvky a jejich hmotnosti mohly dosahovat dnes nepřekonatelných hranic – více než 150násobku hmotnosti Slunce.

Obecná představa scénáře je tedy taková, že z obřího molekulového oblaku se stane zárodek kulové hvězdokupy a v jejím centru se zformuje přinejmenším jedna hvězda populace III. Ta exploduje a vzniklá rázová vlna před sebou hrne původní materiál, čímž vytváří hustou obálku. Současně se původní materiál promíchává s vyvrženou látkou z hvězdy, ta je však již obohacena o těžší prvky. Rozpínající se obálka fragmentuje, fragmenty gravitačně kolabují a vzniká první generace hvězd.

Mnohé z těchto hvězd jsou hvězdami horkými s velmi silnými hvězdnými větry. Přinejmenším polovina hmoty vanoucí ve větrech se posouvá směrem ke středu kupy, tedy do místa, kde explodovala původní hvězda populace III. Ve středové oblasti se setkávají hvězdné větry více hvězd, plyn se zde zahušťuje a efektivně ochlazuje. Vzniká tak prostor pro vznik další generace hvězd. Látka z hvězdných větrů se nemusí zahušťovat až v samotném středu, ale k nadkritickému zhuštění může docházet v nové obálce, která se pohybuje směrem do nitra. Každopádně se vznikem další generace hvězd se proces může opakovat.

Scénář tedy vysvětluje, proč se více populací objevuje především u starých kulových hvězdokup. V nových již nemohou vznikat extrémně hmotné hvězdy populace III, neboť látka molekulových oblaků je až přiliš „znečištěna“ těžšími prvky. Každá generace hvězd vzniká pouze poté, když látka v obálce přesáhne podmínky pro fragmentaci. Navíc, první generace hvězd vznikla v obálce rozpínající se ven z kupy, vzniklé hvězdy si tedy zachovaly velkou část momentu hybnosti a mnohé z nich mohly hvězdokupu dávno opustit. Tyto podmínky pro pozdější generace již nenastaly, neboť ty vznikají v obálkách pohybujících se směrem dovnitř. Pokud by pozdější generace vznikající fragmentací dostředných obálek vznikaly rychle, ještě předtím, než hvězdy první generace začaly explodovat jako supernovy, vysvětlily by se i rozpory v chemickém složení pozdějších generací.

Autoři tento scénář prověřovali s pomocí numerických simulací, které v sobě zahrnují velké množství fyzikálních efektů, které v takovém problému přicházejí v úvahu. Simulace velmi dobře odpovídají výše nastíněnému scénáři. Výpočet začíná umělým výbuchem hvězdy populace III, která při explozi do okolního oblaku uloží 10⁴⁶ J energie, což je o dva řády více, než kolik odpovídá výbuchu běžné supernovy. Vytváří se rázová vlna pohybující se ven, která zhušťuje okolní mlhovinu. Ta velmi záhy, přibližně 5 milionů let po výbuchu fragmentuje a ve vzdálenosti kolem 20 pc od centra mlhoviny mohou vznikat hvězdy první generace. Časová škála poněkud závisí na počátečních podmínkách modelu, při větší původní hustotě obálka fragmentuje rychleji. Nové hvězdy „společnými silami“ vytváří dostředný vítr, který se účinně chladí a opět velmi rychle, jen o něco déle než za půl milionu let, fragmentuje a vytváří hvězdy druhé generace. Opět v závislosti na modelu může být tato časová škála delší, pro hustší původní plyn se tato fáze natahuje až na jednotky milionů let. Teprve po třech milionech let začnou explodovat jako supernovy typu II nejhmotnější hvězdy první generace. Mnohé z těchto hvězd si uchovaly moment hybnosti, od hvězdokupy se odpoutávají a unikají do okolního prostoru.

Autoři v tomto kroku simulaci ukončili a slibují, že v navazujících projektech budou studovat vznik dalších generací.

REFERENCE

Recchi, S. a kol., Globular Cluster formation in a collapsing supershell, Astrophysics and Space Science 362 (2017) article id.183, preprint arXiv1708.05053.

KONTAKT

Dr. Simone Recchi, Ph. D.
Oddělení galaxií a planetárních systémů Astronomického ústavu AV ČR
Email: simone.recchi@asu.cas.cz

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Oddělení galaxií a planetárních systémů ASU

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.