Co vypovídá rychlost tvorby hvězd v galaxiích o jejich vývoji?

Tvorba hvězd je jedním z nejdůležitějších astrofyzikálních dějů probíhajících v galaxiích. Významně ovlivnuje vzhled galaxie a její vlastnosti. Zároveň patří oblasti tvorby hvězd k nejkrásnějším a nejfotogeničtějším objektům Vesmíru (obrázek 1 ukazuje část  mlhoviny Carina, poměrně blízkou oblast tvorby hvězd v Mléčné dráze). Tento článek se ale nebude věnovat jednotlivým objektům ani detailům tvorby hvězd, nýbrž důsledkům tvorby hvězd pro vývoj galaxií a regulaci rychlosti vzniku nových hvězd na kosmologických časových škálách.

Obrázek 1 - Oblast tvorby hvězd v souhvězdí Carina. Na obrázku je vidět typické objekty: nově vzniklou hvězdokupu (v centru), která obsahuje mladé hmotné a zářivé hvězdy, svítící ionizovaný plyn a pozůstatky molekulárního mračna (na obrázku viditelné ve formě tmavých načervenalých prachových útvarů). Nejmladší hvězdy jsou stále ještě obaleny plynem a prachem, ze kterého vznikly, a jejich světlo je díky tomu načervenalé (prach lépe pohlcuje modré - krátkovlnné - části spektra), např. objekt vlevo od středu obrázku. Obrázek: ESO.
 

Tvorba hvězd probíhá v hustých a chladných částech mezihvězdného plynu. Zdá se, že je to poměrně univerzální proces: hvězdy vznikají z plynu ve skupinách, jejichž hmotnostní rozložení (tedy kolik vznikne hmotných a kolik málo hmotných hvězd) se oblast od oblasti nemění. Většina nově vzniklých hvězdokup není gravitačně vázána, brzy se rozpadne a hvězdy se postupně rozprchnou do galaxie (to je třeba případ Slunce, kdy nedokážeme určit, se kterými hvězdami kdysi vzniklo). Některé hvězdokupy jsou stabilnější a hvězdy se v nich udrží poměrně dlouho (otevřené hvězdokupy). Nejdelší životnost mají kulové hvězdokupy, které ale v naší Galaxii už v posledních pár miliardách let nevznikají.

Tvorba hvězd potřebuje chladný mezihvězdný plyn. V místech, kde tento plyn není, se nové hvězdy netvoří. Zdá se, že platí i opačná implikace, kde chladný plyn je, tam k tvorbě hvězd dochází. Plyn¹ v Mléčné dráze, což je docela velká spirální galaxie s aktivní tvorbou hvězd, váží asi desetinu toho co hvězdy (to je typická hodnota pro spirální galaxie).

Rychlost tvorby hvězd, tedy kolik nových hvězd se vytvoří za jednotku času, je měřitelná veličina. Historickou a stále oblíbenou metodou je měření emise čáry H-alfa. H-alfa s vlnovou délkou 656 nm je jednou z čar vznikajících v ionizovaném vodíku (jedná se o přechod mezi třetí a druhou hladinou v atomu vodíku, první z čar Balmerovy série).
K ionizaci vodíku je potřeba poměrně velká energie (fotonů), ionizující záření má vlnovou délku kratší než 912 nm.

Chladnější hvězdy (jako je třeba i naše Slunce) nejsou schopny ionizovat vodík ve svém okolí. Významné oblasti  ionizovaného vodíku -- HII oblasti -- jsou kolem hodně hmotných hvězd (s hmotnostmi 20 hmotností Slunce a výš), které patří k typům O a rané B. Tyto hvězdy žijí po krátkou dobu (pár milionů let, což je opravdu málo ve srovnání s devíti miliardami let pro naše Slunce), takže jejich přítomnost  signalizuje současnou či velmi nedávnou tvorbu hvězd. Existují samozřejmě i další metody měření rychlosti tvorby hvězd.

Rychlost tvorby hvězd

Obrázek 2 ukazuje jeden z nejznámějších grafů v astronomii, Schmidtův či Kennicuttův-Schmidtův zákon, o vztahu mezi rychlostí tvorby hvězd a množstvím plynu. Přesněji řečeno, jedná se o rychlost tvorby hvězd na plochu (galaxie či části galaxie) a sloupcovou hustotou plynu (sloupcová hustota je množství hmoty na plochu - např. sloupcová hustota běžného papíru je 80 gm^-2, což je shodou okolností docela dobrá hodnota pro plynný disk v okolí Slunce). Nejběžnější vyjádření viditelné závislosti mezi rychlostí tvorby hvězd a množstvím plynu je vztah SFR ~ Σ^1,4 (SFR je rychlost tvorby hvězd, Σ je sloupcová hustota plynu). Současná rychlost tvorby hvězd v Mléčné dráze je asi 1 M_Slunce/rok. Pokud vydělíme množství dostupného plynu (M_gas) rychlostí tvorby hvězd, dostaneme dobu, za kterou by se měl veškerý plyn přeměnit na hvězdy. Tato doba se obvykle nazývá doba odstranění (depletion time).

Z obrázku 2 plyne, že pro běžné galaxie (jako třeba Mléčná dráha) platí  M_gas/SFR ≃ 2-3 Gyr. Doba odstranění 2-3 Gyr je mnohem kratší než stáří Galaxie (tedy Vesmíru), což je velmi důležité z hlediska vývoje galaxií. Okamžitě z ní plyne, že si nemůžeme představovat galaxie jako uzavřenou krabici, do které jsme někdy na počátku strčili plyn a nechali ho vyvíjet. Pokud by tomu tak bylo, veškerý plyn by už byl dávno spotřebován a tvorba hvězd by dnes už neprobíhala. A to je v rozporu s pozorováním.

Abychom rozpor překonali, musíme odvrhnout model galaxie jako uzavřeného systému a předpokládat, že do Galaxie přitéká nový plyn rychlostí rovnou přibližně rychlosti tvorby hvězd.

Obrázek 2 - Kennicuttův-Schmidtův zákon, tedy závislost rychlosti tvorby hvězd v určité oblasti na sloupcové hustotě plynu. Různé symboly patří různým typům galaxií. Modré hvězdičky patří normálním galaxiím, oranžové trojúhelníčky galaxiím s velmi intenzivní tvorbou hvězd (starburst galaxies, k nim patří např. M82, zmiňovaná v textu), fialové kosočtverce galaxiím s nízkou povrchovou jasností (LSB, low-surface-brightness galaxies), modrá a zelená kolečka galaxii M51. Obrázek z: Bigiel, F., Leroy, A., et al, 2008, AJ, 136, 2846.

Přítok hmoty do galaxií

Máme nějaký pozorovací důkaz přítoku hmoty do Galaxie? Ano.

Podstatnou část plynu v Galaxii tvoří neutrální vodík, který je pozorovatelný v radiovém oboru spektra na vlnové délce 21 cm (další důležitou složkou mezihvězdného plynu je molekulární vodík, což je ta část mezihvězdného plynu, ze kterého vznikají hvězdy). Protože se jedná o pozorování spektrální čáry, můžeme měřit rychlosti pohybu (z Dopplerova posunu).

Veškeré objekty v Galaxii (hvězdy, plyn) obíhají kolem středu Galaxie. Závislost oběžné rychlosti na vzdálenosti od středu galaxie se nazývá rotační křivka a pokud ji známe, dokážeme počítat měřené rychlosti objektů. Při celooblohových přehlídkách rozložení neutrálního vodíku se ukázalo, že většina plynu se skutečně pohybuje podle rotační křivky (nebo jen s malými odchylkami od ní), ale existuje plyn, jehož pohyb nemá se spořádaným oběžným pohybem okolo středu Galaxie moc společného.

Obrázek 3 ukazuje rozložení plynu pohybujícího se s těmito zvláštními rychlostmi. Výrazným objektem jsou Velké a Malé Magellanovo mračno (trpasličí průvodci naší Galaxie), které jsou navzájem spojeny tzv. Magellanovým mostem a za kterými se táhne Magellanův proud. Jak most, tak proud jsou dokladem vzájemného gravitačního působení všech tří galaxií. Jedná se o plyn vytržený z některé z těch tří galaxií (jak vyplývá z numerických simulací, nejvíc z té nejméně hmotné, v tomto případě z Malého Magellanova mračna), který je časem pozřen jinou z interagujících galaxií (obvykle tou nejhmotnější, tady Mléčnou dráhou).

Obrázek 3 - Rozložení oblaků s vysokou rychlostí na obloze. Barevná škála znamená měřenou radiální rychlost objektů vůči Slunci. Rovník na obrázku (0° šířky) odpovídá galaktickému rovníku, galaktické centrum je na obou krajích (0°= 360° délky). V levé dolní části jsou viditelné obě Magellanova mračna (LMC a SMC), od nich se táhne dlouhý pás hmoty s označením MS (Magellanův proud).

Podobné příklady gravitačních interakcí mezi galaxiemi a vzájemného přetoku hmoty pozorujeme i v jiných skupinách galaxií. K nejkrásnějším ukázkám patří skupina kolem galaxie M81 (viz obrázek 4).

Ne všechen plyn na obrázku pochází z interakce s Magellanovými mračny. V úvahu připadají dva další zdroje plynu s neobvyklými rychlostmi, které jsou popsány níže.

Obrázek 4 - Skupina galaxií pozorovaná v záření neutrálního vodíku. Dominantní galaxií je ve středu obrázku galaxie M81. Galaxie vlevo nahoře je NGC 3077, galaxie vpravo M82. Kromě těchto tří objektů jsou na obrázku viditelné i další menší (trpasličí) galaxie. Zdánlivá vzdálenost mezi galaxiemi M81 a M82 je asi 130 000 světelných let, skutečná 300 000 světelných let (vzdálenost mezi Mléčnou dráhou a Velkým Magellanovým mrakem je 160 000 světelných let). Obrázek z: Yun, M.S., Ho, P.T.P., & Lo, K.Y. 1994, Nature, 372, 530.

 
Galaktická fontána

Tvorba hvězd v galaxiích vede (kromě vytvoření nových hvězd) ke spoustě zajímavých efektů, které jsou důsledkem nahromadění mnoha hmotných hvězd na jednom místě. Z galaktického hlediska jsou hmotné hvězdy nestabilní třaskavý materiál. Během svého života hodně září (včetně ionizujícího záření, které je zodpovědné za HII oblasti, tedy oblasti ionizovaného vodíku, pozorovatelné ve viditelném spektru) a na konci své existence explodují jako supernovy. Jedna supernova uvolní asi 10⁵¹ erg (10⁴⁴ J) do okolí. To je docela dost - těžko se hledají vhodné příměry, snad stačí říct, že supernova dokáže přezářit svou mateřskou galaxii (pokud ta galaxie není moc velká) anebo se alespoň stane velmi nápadných objektem.

Hmotné hvězdy žijí krátce (pár milionů let) a tak se za svého života nedostanou moc daleko od místa svého vzniku. Díky tomu na jednom místě (přesněji v poměrně malém prostoru) galaxie během krátké doby vybuchne několik supernov (a třeba i několik desítek pro velké oblasti tvorby hvězd). A to už je nějaká energie!

Když astronomové před pár desítkami let začali počítat, jak supernovy ovlivnují své mezihvězdné okolí, inspirovali se pozemskými jevy: atomovými výbuchy v atmosféře. Sedovovo řešení, jedno z jednoduchých analytických popisů šíření nadzvukových vln, které se dodnes používá pro rychlé odhady, bylo vymyšleno právě pro atomové výbuchy. Když se nadzvuková (neboli rázová) vlna začíná šířit do prostředí kolem supernovy, je (víceméně) sférická. A pokud vybuchla pouze jedna supernova, tak to tak i zůstane. Rázová vlna se rozpíná, shrnuje plyn, který cestou potká, zpomaluje se, až přestane být nadzvuková a po čase se rozplyne do okolí.

Pokud ale bylo k dispozici více supernov, začíná být rozměr rozpínající se bubliny (horkého plynu) srovnatelný s tloušťkou plynného galaktického disku. V ten okamžik už expanze rozhodně není sféricky symetrická. Expanze ve směru kolmo na galaktický disk (do řídkého prostředí galaktického hala) je mnohem rychlejší než ve směru rovnoběžném s diskem. Struktura se protahuje a začíná se podobat spíše válci (někdy dost nepravidelnému válci, samozřejmě). A může dojít až k tomu, že rozpínající se obálka se na "řídkém" konci otevře a horký plyn proudí do galaktického hala.

Těmto útvarům se říká komíny a je to poměrně trefný název, protože horký plyn, který jimi uniká z místa vzniku v galaktickém disku do hala, je obohacován/znečištěn těžšími prvky, vzniklými v hmotných hvězdách. Extrémní případ galaktického komínu je centrální část galaxie M82, spirální galaxie s intenzivní tvorbou hvězd (viz obrázek 6).

Horký plyn, který se takto dostane do hala, může časem vychladnout, zformovat se do hustších oblaků a padat zpět do disku. V pozorováních bychom ho viděli jako oblak plynu s abnormální rychlostí. Dopad oblaku s vyšší rychlostí nutně naruší plynný disk. Kolem místa dopadu se začne šířit tvorba hvězd, vybuzená stlačením plynu rázovou vlnou, která vznikla dopadem oblaku. Plynný oblak pravděpodobně dopad/srážku s diskem nevydrží a rozplyne se do okolí. Jeho část je nejspíš přeměněna do nové generace hvězd a hmotné hvězdy této nové generace mohou vyhodit část plynu zase zpátky do hala. Tomuto jevu se říká galaktická fontána (či šampanské proudy) (viz obrázek 5).

Obrázek 5 - Disk galaxie s naznačenými dopadajícími oblaky s vysokou rychlostí. Supernovy v disku vyhazují plyn (obohacený těžšími prvky vzniklými jednak během nukleosyntézy v nitru hvězd, jednak během samotného výbuchu), který časem zchladne a spadne do galaktického disku. Část oblaků na obrázku přichází z mezigalaktického prostředí.

V galaktické fontáně se ovšem o nový plyn nejedná, je to plyn již zpracovaný, chystající se na další kolo tvorby hvězd. Problém ubývání plynu s časem se takto neřeší.

Poslední možností, odkud pochází plyn s vysokou rychlostí, je primordiální plyn (tedy plyn z počátku existence Vesmíru a vzniku galaxií), který se ještě nestačil dostat do galaxií, a který do nich postupně padá.

Je těžké pozorováním rozlišit mezi jednotlivými alternativami. Slapové útvary potřebují interagující galaxie, ale to obvykle není problém, protože málokteré galaxie jsou úplně osamocené. Galaktická fontána je vedlejším produktem tvorby hvězd. Kosmologická oblaka jsou možná. Chemické složení a vzdálenost u většiny oblaků s vysokou rychlostí neznáme (obojí by mnoho napovědělo, ale není lehké je určit), a proto nám zbývá srovnávání s numerickými simulacemi a pozorování okolo externích galaxií. Rozřešení hádanky původu oblaků s vysokou rychlostí ještě nemáme, ale jejich existence je příslibem pokračující tvorby hvězd v Galaxii.

Obrázek 6 - Galaxie M82. M82 je galaxií s velmi intenzivní tvorbou hvězd v centrální oblasti (rozměr oblasti tvorby hvězd je asi 1600 světelných let). Intenzivní záření, hvězdné větry a výbuchy supernov vytvořily v galaxii ohromný oboustranný komín, kterým horký plyn proudí pryč z disku. Tímto způsobem může z galaxie uniknout podstatné množství hmoty. Zelenou a žlutou barvou je zobrazen disk galaxie, červená přísluší ohřátému prachu, modrá horkému plynu.

Poznámky:

1 - Není  započítán horký plyn, který se vyskytuje hlavně v galaktickém halu a který se tvorby hvězd neúčastní.
 

Vložit nový příspěvek