Astronomie

V první části této kapitoly jsme popsali tenký disk, tlustý disk a hvězdné halo. Podívejte se zpět na předchozí část a všimněte si některých zákonitostí. Mladé hvězdy leží v tenkém disku, jsou bohaté na kovy a obíhají kolem středu Galaxie vysokou rychlostí. Hvězdy v halo jsou staré, mají nízké obsahy prvků těžších než vodík a helium a mají vysoce eliptické dráhy náhodně orientované ve směru (viz obrázek 1). Halo hvězdy se mohou nořit do disku a centrální výduti, ale většinu času tráví daleko nad nebo pod rovinou Galaxie. Hvězdy v hustém disku jsou na pomezí těchto dvou extrémů. Podívejme se nejprve, proč spolu souvisí stáří a množství těžších prvků, a poté se podívejme, co nám tyto korelace říkají o původu naší Galaxie.

Dva druhy hvězd

Objev, že existují dva různé druhy hvězd, učinil poprvé Walter Baade během druhé světové války. Jako německý občan nesměl Baade provádět válečný výzkum, jak to dělalo mnoho jiných vědců z USA, a tak mohl pravidelně využívat dalekohled na Mount Wilson v jižní Kalifornii. Jeho pozorování usnadňovala tmavá obloha, která byla důsledkem válečného zatemnění Los Angeles.

Mezi věcmi, které velký dalekohled a tmavá obloha umožnily Baademu pečlivě prozkoumat, byly jiné galaxie – sousedé naší Galaxie Mléčné dráhy. Dalšími galaxiemi se budeme zabývat v příští kapitole (Galaxie), ale prozatím jen zmíníme, že nejbližší galaxie, která se podobá té naší (s podobným diskem a spirální strukturou), se často nazývá galaxie v Andromedě, podle souhvězdí, ve kterém ji najdeme.

Baadeho zaujala podobnost převážně načervenalých hvězd v jaderné výduti galaxie v Andromedě s hvězdami v kulových hvězdokupách a halo naší Galaxie. Všiml si také rozdílu v barvě všech těchto hvězd a modřejších hvězd, které se nacházejí ve spirálních ramenech v blízkosti Slunce (obr. 2). Na základě toho nazval jasně modré hvězdy ve spirálních ramenech populací I a všechny hvězdy v halo a kulových hvězdokupách populací II.

Nyní víme, že se tyto populace liší nejen svým umístěním v Galaxii, ale také chemickým složením, stářím a oběžnými pohyby kolem středu Galaxie. Hvězdy populace I se nacházejí pouze v disku a pohybují se po téměř kruhových drahách kolem galaktického centra. Příkladem jsou jasné veleobry, hvězdy hlavní posloupnosti s vysokou svítivostí (spektrální třídy O a B), které jsou soustředěny ve spirálních ramenech, a členové mladých otevřených hvězdokup. Mezihvězdná hmota a molekulární mračna se nacházejí na stejných místech jako hvězdy populace I.

Hvězdy populace II nevykazují žádnou souvislost s polohou spirálních ramen. Tyto objekty se nacházejí v celé Galaxii. Některé se nacházejí v disku, ale mnoho dalších se pohybuje po excentrických eliptických drahách, které je vynášejí vysoko nad galaktický disk do hala. Příkladem jsou hvězdy obklopené planetárními mlhovinami a proměnné hvězdy RR Lyrae. Hvězdy v kulových hvězdokupách, které se téměř celé nacházejí v halo Galaxie, jsou také klasifikovány jako populace II.

Dnes víme o hvězdném vývoji mnohem více než astronomové ve 40. letech 20. století a dokážeme určit stáří hvězd. Populace I zahrnuje hvězdy s širokým rozsahem stáří. Zatímco některé jsou staré až 10 miliard let, jiné se tvoří dodnes. Například Slunce, které je staré asi 5 miliard let, patří mezi hvězdy populace I. Stejně tak jsou ale mladé masivní hvězdy v mlhovině v Orionu, které vznikly v posledních několika milionech let. Naproti tomu populace II se skládá výhradně ze starých hvězd, které vznikly velmi brzy v historii Galaxie; typické stáří je 11 až 13 miliard let.

V současné době máme také dobře určeno složení hvězd. Ta jsou založena na analýzách detailních spekter hvězd. Zdá se, že téměř všechny hvězdy jsou složeny převážně z vodíku a helia, ale zastoupení těžších prvků se u nich liší. U Slunce a dalších hvězd populace I tvoří těžké prvky (těžší než vodík a helium) 1-4 % celkové hmotnosti hvězdy. Hvězdy populace II ve vnějším galaktickém halo a v kulových hvězdokupách mají mnohem nižší zastoupení těžkých prvků – často méně než setinu koncentrace zjištěné ve Slunci a ve vzácných případech ještě nižší. Například nejstarší dosud objevená hvězda populace II má méně než jednu desetimiliontinu železa než Slunce.

Jak jsme uvedli v předchozích kapitolách, těžké prvky vznikají hluboko v nitru hvězd. Při zániku hvězd se přidávají do zásob surovin v Galaxii a jejich materiál se recykluje do nových generací hvězd. Postupem času se tak rodí hvězdy se stále většími zásobami těžkých prvků. Hvězdy populace II vznikaly v době, kdy byl výskyt prvků těžších než vodík a helium nízký. Hvězdy populace I vznikly později, poté, co hmota ztracená umírajícími členy prvních generací hvězd osadila mezihvězdné prostředí prvky těžšími než vodík a helium. Některé z nich vznikají i nyní, kdy další generace doplnily zásoby těžších prvků, které jsou k dispozici novým hvězdám.

Skutečný svět

Až na vzácné výjimky bychom neměli věřit žádné teorii, která dělí svět pouze na dvě kategorie. Mohou sice poskytnout výchozí bod pro hypotézy a experimenty, ale často se jedná o přílišná zjednodušení, která potřebují zpřesnění a výzkum pokračuje. Myšlenka dvou populací nám pomohla uspořádat naše počáteční úvahy o Galaxii, ale nyní víme, že nemůže vysvětlit vše, co pozorujeme. Dokonce ani různé struktury Galaxie – disk, halo, centrální výduť – nejsou tak čistě odděleny, pokud jde o jejich umístění, stáří a obsah těžkých prvků ve hvězdách v nich.

Přesná definice disku Galaxie závisí na tom, jaké objekty použijeme k jeho vymezení, a nemá žádnou ostrou hranici. Nejžhavější mladé hvězdy a s nimi spojená oblaka plynu a prachu se většinou nacházejí v oblasti o tloušťce asi 300 světelných let. Starší hvězdy vymezují silnější disk, který má tloušťku asi 3000 světelných let. Halo hvězdy tráví většinu času vysoko nad nebo pod diskem, ale procházejí jím na svých vysoce eliptických drahách, a tak se někdy nacházejí relativně blízko Slunce.

Největší hustota hvězd se nachází v centrální výduti, této pruhované vnitřní oblasti Galaxie. Ve výduti se nachází několik horkých, mladých hvězd, ale většina hvězd ve výduti je starší než 10 miliard let. Na rozdíl od halo hvězd podobného stáří je však množství těžkých prvků ve hvězdách výduti přibližně stejné jako ve Slunci. Proč by tomu tak mělo být?

Astronomové se domnívají, že ke vzniku hvězd v přeplněné jaderné výduti došlo velmi rychle hned po vzniku Galaxie Mléčné dráhy. Po několika milionech let pak první generace hmotných a krátce žijících hvězd vyvrhla těžké prvky při explozích supernov a tím obohatila další generace hvězd. Proto i hvězdy, které vznikly ve výduti před více než 10 miliardami let, začínaly s dobrou zásobou těžkých prvků.

Přesně opačná situace nastala v Malém Magellanově mračnu, malé galaxii poblíž Mléčné dráhy, viditelné z jižní polokoule Země. I nejmladší hvězdy v této galaxii mají nedostatek těžkých prvků. Domníváme se, že je to proto, že tato malá galaxie není nijak zvlášť zalidněná a tvorba hvězd zde probíhala poměrně pomalu. V důsledku toho zde zatím došlo k relativně malému počtu výbuchů supernov. Menší galaxie mají také větší problémy s udržením plynu uvolněného při explozích supernov, aby jej mohly recyklovat. Galaxie s nízkou hmotností působí jen mírnou gravitační silou a plyn o vysoké rychlosti vyvržený supernovami z nich může snadno uniknout.

Kterými prvky je hvězda obdařena, tedy závisí nejen na tom, kdy v historii své galaxie vznikla, ale také na tom, kolik hvězd v její části galaxie již ukončilo svůj život v době, kdy je hvězda připravena ke vzniku.

Slovník

hvězdy populace I:

hvězda obsahující těžké prvky; obvykle mladá a nachází se v disku

hvězda populace II:

hvězda s velmi nízkým obsahem těžkých prvků; vyskytuje se v celé Galaxii

.