Sciencemag.cz
Doporučujeme
Navzdory svému (skutečnému) stáří se některé hvězdy obíhající kolem centrální superhmotné černé díry Mléčné dráhy zdají být mnohem mladší. Nový výzkum Northwestern University vysvětluje tento paradox tím, že tyto hvězdy „omládly“ pohlcením svých sousedů.
Pomocí nového modelu astrofyzikové sledovali cesty 1 000 simulovaných hvězd obíhajících kolem centrální černé díry naší galaxie Sagittarius A* (Sgr A*). Tato oblast je zaplněna hvězdami tak hustě, že zde běžně dochází k jejich srážkám. Simulací účinků těchto intenzivních srážek nová práce zjistila, že hvězdy, které srážku přežijí, mohou ztratit hmotnost a stát se „svlečenými“ (stripped down) hvězdami s nízkou hmotností, nebo se mohou spojit s jinými hvězdami; přitom dojde ke zvýšení hmotnosti a „omlazení vzhledu“.
„Oblast kolem centrální černé díry je hustě zaplněna hvězdami pohybujícími se extrémně vysokou rychlostí,“ uvedla Sanaea C. Rose z Northwestern University, která výzkum vedla. „Je to trochu jako proběhnout neuvěřitelně přeplněnou stanicí metra během dopravní špičky. Pokud zrovna nenarážíte do jiných lidí, pak se s nimi míjíte velmi těsně.“
Gravitační přitažlivost Sgr A* urychluje hvězdy, které se po svých oběžných drahách řítí děsivou rychlostí. A samotný počet hvězd namačkaných v centru galaxie dosahuje až milionu. V nejvnitřnější oblasti – ve vzdálenosti do 0,1 parseku od černé díry – unikne jen málo hvězd bez úhony.
Pro srovnání: Nejbližší hvězda našeho Slunce je vzdálená asi 4 světelné roky. Ve stejné vzdálenosti poblíž supermasivní černé díry se však nachází více než milion hvězd. Navíc má supermasivní černá díra obrovskou gravitaci a při oběhu kolem ní se hvězdy v důsledku toho mohou pohybovat rychlostí tisíců kilometrů za sekundu.
Nově provedená simulace zohlednila několik faktorů: hustotu centrální hvězdokupy, hmotnost hvězd, oběžnou rychlost, gravitaci a vzdálenost od Sgr A*.
Faktor, který má na osud hvězdy největší vliv, má být její vzdálenost od obří černé díry. Ve vzdálenosti do 0,01 parseku od Sgr A* do sebe hvězdy pohybující se rychlostí tisíců kilometrů za sekundu neustále narážejí. Zřídkakdy se jedná o čelní srážku, spíše o „poplácání“. Nárazy nejsou tak silné, aby hvězdy zcela rozbily. Místo toho se zbaví svých vnějších vrstev a pokračují v rychlosti po kolizní dráze. Plácnutí způsobí, že hvězdy vyvrhnou část materiálu a ztratí své vnější vrstvy. V závislosti na tom, jak rychle se pohybují a jak moc se při srážce dotknou, mohou přijít i o značnou část svých vnějších vrstev. Výsledkem těchto destruktivních srážek je populace podivných, „svlečených“ hvězd s nízkou hmotností.
Ve větší vzdálenosti než 0,01 parseků se hvězdy pohybují klidnějším tempem – stovky kilometrů za sekundu namísto tisíců. Kvůli nižším rychlostem pak tyto hvězdy po srážce nemají dostatek energie k úniku. Místo toho se spojují a stávají se hmotnějšími. V některých případech dojde ke srážkám opakovaně a výsledkem mohou být hvězdy s hmotnosti až 10 Sluncí.
Díky srážkám a splynutím tyto hvězdy shromažďují více vodíku. Přestože vznikly ze starší populace, vypadají pak mladé. Jenže vzhled klame i v tom smyslu, že další život těchto hvězd bude krátký. Umírají velmi rychle, na začátku mají spoustu vodíku, ale velmi rychle ho spálí.
Sanaea C. Rose et al, Collisional Shaping of Nuclear Star Cluster Density Profiles, The Astrophysical Journal Letters (2024). DOI: 10.3847/2041-8213/ad251f
Sanaea C. Rose et al, Stellar Collisions in the Galactic Center: Massive Stars, Collision Remnants, and Missing Red Giants, The Astrophysical Journal (2023). DOI: 10.3847/1538-4357/acee75
Zdroj: Northwestern University / Phys.org
Kdyz v clanku michate jednotky delky (parsec a svetelny rok), bylo by dobre uvest, ze jeden parsec je asi tri a ctvrt svetelneho roku.