Sciencemag.cz
Doporučujeme
Astronomové využívající dalekohled ESO/VLT poprvé v historii pozorovali strukturu granulace na povrchu vzdálené hvězdy – stárnoucího rudého obra π1 Gruis. Tento pozoruhodný nový snímek byl pořízen pomocí přístroje PIONIER. Odhaluje konvektivní buňky o průměru asi 120 milionů kilometrů tvořící povrchovou vrstvu mohutné hvězdy, která svou velikostí 350krát převyšuje Slunce. Výsledky byly publikovány v prestižním vědeckém časopise Nature.
Hvězda s označením π1 Gruis je chladný rudý obr (red giant), který leží asi 530 světelných let od Slunce a na obloze se nachází v jižním souhvězdí Jeřáb (Grus, Gru). Hmotnost této stálice je sice srovnatelná se Sluncem, ale její průměr je 350krát větší a její svítivost je vyšší dokonce tisíckrát [1]. Podobným monstrem se naše Slunce stane asi tak za 5 miliard let.
Mezinárodní tým astronomů pod vedením Claudie Paladini (ESO) využil schopnosti přístroje PIONIER, který je instalován na dalekohledu ESO/VLT (Very Large Telescope), k pozorování hvězdy π1 Gruis v dosud nedostižných detailech. Vědci objevili, že povrch tohoto rudého obra tvoří doslova pouze několik konvektivních buněk, které bývají též označovány jako granule. Každá z nich má průměr asi 120 milionů kilometrů [2], což zhruba odpovídá vzdálenosti dělící Slunce a planetu Venuši ve Sluneční soustavě. Povrchová vrstva atmosféry – takzvaná fotosféra (photosphere) – obřích hvězd je skryta v oblacích prachu, který brání přímému pozorování. Nicméně, i když se prach v okolí stálice π1 Gruis vyskytuje do značné vzdálenosti, zdaleka nemá tak významný efekt na nová pozorování, která byla provedena v infračerveném oboru spektra [3].
Když v dávné minulosti hvězda π1 Gruis spotřebovala dostupné vodíkové palivo ve svém nitru, dokončila tak první část svého programu jaderné fúze. Vzniklým nedostatkem v produkci energie se hvězda smrštila, čímž došlo k ohřátí její hmoty až na 100 milionů stupňů. Tyto extrémně vysoké teploty zažehly další vývojovou fázi, ve které hvězda začala spalovat hélium na těžší prvky, jako je uhlík a kyslík. Mimořádně horké jádro hvězdy následně vypudilo vnější plynové obálky, které se tak nafoukly do stonásobně větších rozměrů, než měly původně. Hvězda, jakou pozorujeme dnes, je proměnným (variable) rudým obrem a až dosud se vědcům nepodařilo takto detailně zobrazit povrch hvězdy tohoto typu.
Pro srovnání, fotosféra Slunce obsahuje asi dva miliony konvektivních buněk s typickým průměrem asi 2 000 kilometrů. Propastný rozdíl ve velikosti granulí těchto dvou hvězd je možné částečně vysvětlit rozdílnou přitažlivostí na povrchu (surface gravity). Hvězda π1 Gruis je jen 1,5krát hmotnější než Slunce, ale je mnohem větší. Výsledkem je velmi nízká přitažlivost v místě fotosféry a tedy existence pouze několika extrémně velkých konvektivních buněk.
Zatímco hvězdy asi 8krát hmotnější než Slunce zakončují svůj život dramatickou explozí supernovy (supernova), méně hmotné stálice, jako je tato, postupně odvrhují své vnější vrstvy a dávají vzniknout nádherným planetárním mlhovinám (planetary nebula). Dřívější výzkumy hvězdy π1 Gruis objevily slupku materiálu, která se nachází asi 0,9 světelného roku od centrální hvězdy, a musela tak být odvržena asi před 20 tisíci lety. Ve srovnání s celým životním cyklem těchto hvězd trvajícím několik miliard let představuje tato několik desítek tisíc let dlouhá epizoda doslova okamžik – a provedená pozorování mimo jiné nabízejí nový způsob, jak prokázat, že se stálice skutečně nachází v pomíjivé životní fázi rudého obra.
Převzato ze stránek Hvězdárny Valašské Meziříčí
Poznámky
[1] Hvězda π1 Gruis nese označení podle pravidel Bayerova systému. V roce 1603 německý astronom Johann Bayer klasifikoval na obloze 1564 hvězd, každou označil řeckým písmenem, po kterém následovalo jméno souhvězdí, do nějž hvězda patřila. Obecně byla písmena hvězdám přidělována zhruba podle jejich zdánlivé jasnosti, nejjasnější hvězda souhvězdí proto nesla písmeno alfa (α), atd. Nejjasnější hvězda souhvězdí Jeřáb proto nese označení α Gruis (Alpha Gruis).π1 Gruis paří k několik hvězdným párům s kontrastními barvami složek, které leží velmi blízko sebe na obloze (druhá z hvězd dvojice přirozeně nese jméno π2 Gruis). Obě hvězdy jsou dost jasné na to, že je lze pozorovat běžným binokulárem. V roce 1830 si Thomas Brisbane povšiml, že π1 Gruis je sama mnohem těsnějším dvojhvězdným systémem. Annie Jump Cannon, které je připisován zásadní podíl na vytvoření takzvané Harvardské klasifikace (Harvard Classification Scheme), byla první, kdo v roce 1895 upozornil na neobvyklé spektrum hvězdy π1 Gruis.
[2] Granule představují vzor vznikající ve fotosféře hvězdy díky přítomnosti konvektivních proudů v plazmatu v blízkosti povrchu hvězdy. Jak se plazma v nitru hvězdy ohřívá, rozpíná se a vystupuje k povrchu, následně v okrajových částech buněk/granulí chladne, stává se hustějším a klesá zpět do nitra hvězdy. Tento proces probíhá po miliardy let a hraje naprosto zásadní roli v mnoha astrofyzikálních procesech včetně přenosu energie, pulsací, hvězdného větru nebo oblaků prachu na hnědých trpaslících. [3] π1 Gruis je jedním z nejjasnějších známých členů málo početné skupiny hvězd třídy S, kterou jako první definoval americký astronom Paul W. Merrill, když se pokusil dát dohromady řadu objektů s netypickými spektry. Za prototypy této skupiny jsou považovány hvězdy π1 Gruis, R Andromedae a R Cygni. Dnes je známo, že jejich neobvyklá spektra jsou výsledkem takzvaného S-procesu (slow neutron capture proces), který je zodpovědný za vznik poloviny prvků těžších než železo.
