Mezihvězdné bubliny

Mezihvězdná látka

Ač se může zdát, že je prostor mezi hvězdami prázdný, není tomu tak. Je v něm látka, tzv. mezihvězdná látka, která je ve většině místech neskutečně řídká, stále řidší než nejlépe vytvořené vakuum na Zemi. Nicméně tato látka ve vesmíru je a tím, že se v dalekohledu díváme na rozlehlé a zároveň vzdálené oblasti, můžeme ji navzdory její hustotě pozorovat.

Pro pozorovatele noční oblohy je mezihvězdná látka známá především díky úchvatným oblastem jako je Velká mlhovina v Orionu (M42), nebo mlhovina Laguna (M8), což jsou tzv. emisní mlhoviny, často spojené s tvorbou nových hvězd. Mezi další klenoty patří např. mlhovina Činka (M27), Krabí mlhovina (M1), nebo Kočičí oko (NGC 6543), což jsou oblasti, ve kterých pozorujeme hvězdy v jejich závěrečných fázích vývoje. Už jen z tohoto letmého pohledu na jedny z nejoblíbenějších objektů, na které se kdy zaměřil snad každý amatérský i profesionální dalekohled, lze vidět, že mezihvězdná látka je úzce propojena se životem hvězd.

Zaprvé, hvězdy z mezihvězdné látky vznikají. Není možné utvořit hvězdu, pokud k tomu není k dispozici potřebný materiál. Naštěstí tohoto materiálu, alespoň v naší Galaxii, je dostatečné množství, aby nadále mohly vznikat nové hvězdy (z celkové hmotnosti Galaxie, mimo temnou látku, je to asi 10 %). Mezihvězdná látka se shromažďuje ve spirálních ramenech, kde je nadále zahušťována různými procesy - ať už se jedná o rázové vlny produkované při rozmanitých procesech ve hvězdách a jejich okolí, nebo samotným pohybem skrz spirální rameno. Za druhé, hvězdy ve svých posledních stupních vývoje část své látky vyvrhují do mezihvězdného prostředí. Platí to jak pro málo hmotné hvězdy, které končí svůj život za elektronové degenerace látky v jejich jádře a odvrhnutí vnějších obálek pryč (takovým mlhovinám říkáme planetární mlhoviny), tak pro masivní hvězdy, které svůj krátký život ve vesmíru končí enormní explozí jako tzv. supernovy.

Mezihvězdná látka tak neustále cirkuluje. Můžeme tento proces vzdáleně připodobnit k cirkulaci vody na Zemi, a to především z toho hlediska, že jak voda, tak mezihvězdná látka, mění během těchto cyklů i svou podobu (fáze). Ve vesmíru nacházíme mezihvězdnou látku hned v několika formách:

1. Molecular Clouds - MC (molekulová mračna)
2. Cold Neutral Medium – CNM (chladná neutrální látka)
3. Warm Neutral Medium – WNM (teplá neutrální látka)
4. Warm Ionized Medium – WIM (teplá ionizovaná látka)
5. Hot Ionized Medium – HIM (horká ionizovaná látka)

Tyto fáze se od sebe odlišují především svou hustotou a teplotou. Molekulová mračna (MC) jsou gravitačně vázána. Jedná se o nejhustší formu mezihvězdné látky s hustotou vyšší než 10³ částic na kubický centimetr a teplotou okolo 20 K. Chladná neutrální látka (CNM) se nachází v podobě hustých filamentů o teplotě asi 100 K a průměrné hustotě 20 cm^-3. Tuto látku lze pozorovat jako absorpci na vodíkové čáře 21 cm. Teplá neutrální látka (WNM) dominuje v emisním pozorování na 21 cm a vykazuje teploty okolo 6000 K a hustoty ~0,1 cm^-3. Teplá ionizovaná látka (WIM) má podobnou hustotu jako WNM, ale vykazuje o něco vyšší teploty okolo 8000 K. Tato látka je především (ale ne pouze) spjata s HII oblastmi. Poslední kategorií je tzv. horká ionizovaná látka (HIM), která je nejřidší (~10³ cm^-3) a zároveň nejteplejší (10⁶ K) formou mezihvězdné látky. Vzniká díky výbuchům supernov a nachází se ve formě tzv. „koronálního plynu“ v oblasti hala Galaxie.

Bubliny v mezihvězdném prostoru

Na snímcích ze Spitzeru, pracujícím na infračervených vlnových délkách, lze najít celou řadu oválných, kruhových a smyčkových útvarů, připomínajících sférickou bublinu projektovanou do 2D snímku. Tyto bubliny byly katalogizovány v pracích Churchwell et al. 2006, 2007 a také v nejrozsáhlejší práci zahrnující také veřejnost, v tzv. Milky Way Project, ve které bylo nalezeno až 5106 bublin.

Mezihvězdné bubliny jsou silně spjaty s HII oblastmi - oblastmi ionizovaného vodíku, které poukazují na tvorbu masivních hvězd. Zdá se, že právě aktivita a záření těchto nejmasivnějších a nejžhavějších hvězd, hvězd spektrálního typu O a B, jsou zdrojem mezihvězdných bublin.

Elegantně to lze ukázat na rozložení bublin v rámci galaktické šířky (resp. vzdálenosti od galaktické roviny). Mezihvězdné bubliny sahají přibližně do vzdálenosti asi 50 pc od galaktické roviny, podobně jako HII oblasti. Naopak, zbytky po supernovách se rozkládají do vzdálenosti přibližně 130 pc a planetární mlhoviny do vzdálenosti až 500 pc. Jak lze vidět z tohoto rozložení, mezihvězdné bubliny, alespoň ty, co dosahují maximálně několik desítek parseků v průměru, jsou silně spjaty s galaktickým diskem a především s místy intenzivní tvorby hvězd. Deharveng et al. (2010) navíc ukázali, že většina mezihvězdných bublin obklopuje HII regiony. Tyto oblasti ionizovaného vodíku vznikají v okolí masivních hvězd spektrálního typu O1-9 a B1-3 tím, že silné UV záření, které produkují, vytrhne elektron z vodíkového atomu, tudíž vodík ionizuje. Hvězdy pozdějšího typu, konkrétně B4-B9, jsou schopny také vytvořit mezihvězdné bubliny, ale jejich HII regiony jsou těžko detekovatelné.

Evoluce mezihvězdných bublin

A jak tedy taková mezihvězdná bublina vzniká? Jak již bylo vysvětleno v předchozích odstavcích, ke vzniku mezihvězdné bubliny je potřeba alespoň jedné velmi hmotné a žhavé hvězdy. První fáze vývoje bubliny je velmi rychlá a nezabírá více než několik desítek let. Mateřská hvězda rapidně zahřívá své okolí a ionizuje do té doby neutrální vodík. Bublina se v této fázi nerozpíná, jelikož hustota materiálu uvnitř a vně bubliny je v podstatě stejná (řádově přibližně 10⁴ cm³). Velikost této tzv. Strömgrenovy sféry je pouhým zlomkem parseku – například, v případě hvězdy spektrálního typu OV6 by velikost této počáteční bubliny byla asi 0,15 pc a její vznik by trval pouhých 50 let (Dyson and Williams, 1997).

Tato fáze je velmi krátká z prostého důvodu. A tím je tlak. Vnitřní oblast bubliny má sice podobnou hustotu jako její okolí, ale při své vysoké teplotě okolo 10 000 K (v porovnání s okolní nízkou teplotou 10-100 K) začne po čase vyvíjet vysoký tlak, který vede k nadzvukové expanzi bubliny. Vzniká tak šoková vlna, která se šíří okolním prostředím a brzy předhání i rozhraní samotné bubliny (rozhraní mezi ionizovaným a neutrálním vodíkem). Atomární vodík, společně s molekulárním vodíkem a dalšími prvky/molekulami, je postupně akumulován do podoby husté a chladné obálky, obepínající horkou bublinu plynu. Během asi jednoho miliónu let se tak naakumuluje přibližně 10⁴ M_S látky (Hosokawa a Inutsuka, 2005).

Expanze bubliny pokračuje tak dlouho, dokud se tlak uvnitř a vně bubliny nevyrovná. Podle Dyson and Williams (1997) to nastává až po zániku centrální hvězdy (např. hvězda typu OV6 vybuchne jako supernova přibližně za 8 miliónů let, přičemž expanze bubliny by měla trvat až desetkrát déle). Na druhou stranu se vše odvíjí od hustoty okolního prostředí. Čím hustší okolní prostředí je, tím kratší dobu se bude bublina rozpínat. Navíc se během expanze obálka bubliny fragmentuje a může docházet k další tvorbě hvězd. Samozřejmě žádná bublina se nevyvíjí v dokonale homogenním prostředí. Mezihvězdné prostředí je turbulentní a v závislosti na hustotním rozložení hmoty bude záviset i tvar bubliny. Můžeme tak nalézt bubliny symetrické, jejichž obálky obsahují téměř rovnoměrně rozvrstvený materiál, ale také existují bubliny, kterým symetrie moc neříká. Představme si například, že nově vzniklá masivní hvězda leží na okraji hustého mezihvězdného oblaku. Vzniká kolem ní horká bublina plynu, která se přirozeně lépe rozpíná do prostředí s nižší hustotou. Mezihvězdný oblak tak brání expanzi bubliny, která se tudíž otevírá do směru s nižší hustotou okolního plynu. Výsledná obálka je pak neúplná, či otevřená. Na jednom místě sedí molekulární oblak, v jiném neexistuje obálka vůbec, protože prostředí je v tom místě natolik řídké, že do něj vytéká horký plyn z vnitřních oblastí bubliny.

Ve světě mezihvězdných bublin jsou známy také HI shells, neboli HI obálky. Jedná se o rozměrově větší příbuzné mezihvězdných bublin – nalézají se především v rádiových pozorováních neutrálního vodíku jako prázdná místa nebo díry. Tyto HI obálky jsou taktéž spojeny s tvorbou velmi hmotných hvězd, ale ne pouze s tvorbou jednotlivých nebo několika málo hvězd, ale především s masivní tvorbou hvězd. Tyto HI obálky vznikají podobně jako výše popsané mezihvězdné bubliny, jen mají mnohem větší rozměry (několik stovek pc). Kromě silného záření, a zřejmě i silných hvězdných větrů, jsou tyto bubliny rozšiřovány i výbuchy samotných zdrojových hvězd (supernovami).
 

Hvězdná tvorba v obálkách bublin

Obálky mezihvězdných bublin vykazují vhodné podmínky pro tvorbu dalších hvězd – naakumulovaná látka dosahuje enormních hmotností a zároveň je dostatečně chladná. A právě tvorbu hvězd v obálkách velmi dobře pozorujeme. Několik níže citovaných prací jasně ukazuje, že skoro třetina mezihvězdných bublin leží na okrajích větších bublin, nebo samy menší bubliny obsahují. Velká část bublin vykazuje na svých okrajích další indikátory tvorby hvězd, jako jsou ultra kompaktní HII oblasti nebo 6.7 GHz metanolové masery (tyto masery jsou spjaty s oblastmi s vysokou koncentrací prachu a objevují se před vznikem ultra kompaktní HII oblasti).

Je zde několik mechanismů, díky kterým mohou nové hvězdy v obálkách bublin vznikat. Prvním z nich je tzv. „collect & collapse" mechanismus (Elmegreen a Lada, 1977), ke kterému dochází při samotné expanzi mezihvězdné bubliny. Ta postupně nabírá okolní hmotu do formy obálky, která následně (díky své velké hmotnosti) fragmentuje a gravitačně kolabuje. Z těchto fragmentů pak mohou vznikat nové hvězdy různorodých hmotností. Ze škálově menších gravitačních nestabilit vznikají méně hmotné hvězdy, zatímco ty hmotnější vznikají z větších fragmentů.

Druhým mechanismem je tzv. „radiation-driven implosion", kdy se bublina rozpíná do prostředí, ve kterém již existují fragmenty a shluky látky. Během postupování šokové vlny se již existující kondenzace látky stlačí a mohou tak začít vytvářet nové hvězdy. Lze jen těžko rozpoznat, který z těchto procesů převažuje. Vzhledem k tomu, že se bubliny vytváří okolo nově narozených masivních hvězd, lze předpokládat, že prostředí, do kterého se rozpínají, bude samo o sobě již zárodky hvězd (nebo alespoň dostatečně chladné a hmotné shluky látky) obsahovat. Je ale také možné, že tyto mechanismy mohou fungovat bok po boku. Zatímco v jedné části obálky dochází k tvorbě hvězd díky stlačení již existujícího shluku, na druhé straně může látka fragmentovat a sama vytvářet zárodky hvězd.

Na druhou stranu je také možné, že k žádnému urychlení hvězdné tvorby nebo její podpory díky mezihvězdným bublinám nedochází. Walch et al. (2015) ve svých simulacích ukázali, že k tomu, aby v obálkách mezihvězdných bublin docházelo k tvorbě hvězd, není potřeba ani akumulování látky nebo stlačování již existujících shluků. Může k ní docházet z mnohem prostšího důvodu: bublina při svém rozpínání nabírá kromě okolní látky taky již existující zárodky hvězd, které by začaly tvořit hvězdy samy od sebe i bez bubliny. Je tedy možné, že hvězdná tvorba na okrajích bublin je pouze zvýšená díky sesbírání již tvořících se hvězd (nebo jejich zárodečných oblaků).

S velkou pravděpodobností působí všechny mechanismy současně. Jak bylo ukázáno na mnoha dalších simulacích, hvězdy by se měly v obálkách tvořit pomocí obou zmíněných mechanismů a také díky přemístění zárodků do okrajových částí bublin. Nicméně je zde ještě jeden možný způsob, který dokáže urychlit tvorbu hvězd na okrajích mezihvězdných bublin. A tím je kolize mezihvězdných bublin. O kolizi mezihvězdných bublin byla vydána řada publikací a jedna z nich, pocházející z České Republiky (ve spolupráci Ústavu teoretické fyziky a astrofyziky Masarykovy univerzity a Astronomického ústavu AV ČR), ukazuje krásné dva příklady kolidujících bublin (obrázek 5 zobrazuje jeden z nich). Každý z nalezených systémů obsahuje dvě velké bubliny (s průměrem cca 20-30 pc) a jednu malou (cca 4 pc), která leží v místě styku obou bublin. Z výsledných odhadů energií a věků bublin lze soudit, že menší bublina mohla vzniknout díky srážce dvou větších bublin.

Při prohlídkách infračervených map naší Galaxie lze krásně vidět jak celá Galaxie doslova „bublá“. Nacházíme v ní ohromné množství mezihvězdných bublin různých velikostí a věků. Žádná z bublin není stejná, liší se svým tvarem, hmotností, nebo také zdrojovými hvězdami. V některých případech je to pár hvězd spektrálního typu B, v jiném to může být celá asociace hvězd spektrálního typu O. Některé z bublin tvoří hvězdy na svých okrajích, jiné ne. Některé se dokonce srážejí a tvoří hvězdy v místě kolize. Celý výzkum ohledně mezihvězdných bublin je stále plný nevyřešených otázek a nadále se rozvíjí s lepšími detekčními přístroji (např. ALMA). Jedna z takových otázek se týká i našeho Slunce, jehož vznik mohl být podnícen expanzí blízké bubliny nebo explozí zdrojové hvězdy jako supernovy. Na tuto otázku se hledá odpověď velmi těžko. Na druhou stranu se zlepšujícími se dalekohledy a simulacemi lze postupně na některé z otázek najít odpovědi a co je možná důležitější, také vytvořit nové a vyzývavější otázky.

Doporučená literatura:

Churchwell, E.; Povich, M. S.; Allen, D.; et al.; The Bubbling Galactic Disk; ApJ 649, Issue 2, pp. 759-778; 2006

Churchwell, E.; Watson, D. F.; Povich, M. S.; et al.; The Bubbling Galactic Disk. II. The Inner 20°; ApJ, 670, Issue 1, pp. 428-441; 2007

Deharveng, L.; Schuller, F.; Anderson, L. D.; A gallery of bubbles. The nature of the bubbles observed by Spitzer and what ATLASGAL tells us about the surrounding neutral material; A&A, Volume 523, id.A6, 2010

Simpson, R. J.; Povich, M. S.; Kendrew, S.; et al.; he Milky Way Project First Data Release: a bubblier Galactic disc; MNRAS, 424, 4, pp. 2442-2460; 2012

Zychová, L.; Ehlerová, S.; Colliding interstellar bubbles in the direction of l = 54°; A&A, Volume 595, id.A49; 2016

Vložit nový příspěvek