Astronomické hodiny ve vesmíru

Měření času je nyní neodmyslitelnou součástí lidské existence. Astronomické jevy, které nám kdysi sloužily jako spolehlivé časomíry, jsou v dnešní době příliš hrubým nástrojem (viz s. 274). Nicméně vzdálený vesmír a jeho fascinující periodické jevy nám mohou být užitečné v mnoha situacích. Zaměříme se na tři obecné třídy periodických jevů ze světa hvězd: rotující hvězdy a pulzary, zákrytové dvojhvězdy a pulzující hvězdy.

Na Zemi měříme čas pomocí rotace naší planety vůči Slunci, a tak je zajímavé podívat se blíže na rotaci samotných hvězd. Začněme u našeho Slunce, jehož rotaci můžeme studovat pomocí dočasných tmavých skvrn, jejichž teplota je díky silnému magnetickému poli mírně nižší než v jejich bezprostředním okolí. Doba oběhu těchto skvrn závisí na jejich poloze na Slunci: skvrny nacházející se poblíž rovníku oběhnou jednou asi za 25 dnů, zatímco těm poblíž pólu to trvá přes 30 dnů. Tato diferenciální rotace je úzce provázána se vznikem a proměnami magnetického pole uvnitř Slunce a podobných hvězd.

Hvězdná rotace

Velmi podobnou diferenciální rotaci vykazují všechny hvězdy podobné našemu Slunci, které ve svých jádrech přenášejí energii pomocí záření a v obálkách pomocí konvektivních pohybů. Tyto hvězdy mají hmotnosti přibližně 0,3násobek až 1,3násobek hmotnosti našeho Slunce a ve svých jádrech vyrábějí energii přeměnou vodíku na helium. V průběhu života se rotační perioda hvězd podobných Slunci zpomaluje kvůli pomalému rozpínání, způsobenému postupně se měnícím chemickým složením a kvůli ztrátám momentu hybnosti, který hvězdu opouští v podobě magnetizovaného hvězdného větru. Astronomové doufají, že by rotační periody bylo možné použít pro určení stáří osamocených hvězd, u nichž je jinak takové určení velmi nesnadné. Důležitou roli ve studiu rotační struktury hvězd hraje asteroseismologie, která citlivými vesmírnými teleskopy dokáže pomocí hvězdných oscilací odhalit rychlost rotace a její rozložení uvnitř hvězd.

Moment hybnosti tuhého tělesa o hmotnosti M a poloměru R rotujícího s periodou P je úměrný MR²/P. Pokud by se například naše Slunce o poloměru 700 000 km zmenšilo na velikost bílého trpaslíka o poloměru 5000 km a zachovalo svůj moment hybnosti, výsledná rotační perioda by byla asi 100 sekund. Pokud bychom Slunce dále zmenšili na velikost neutronové hvězdy (cca 15 km), vyjde nám výsledná perioda asi 1 milisekunda. Tato hodnota už je ale blízko kritické rotační periodě, při níž se začne odstředivá síla rovnat gravitační přitažlivosti a struktura tělesa přestane být výlučně určena radiální gravitací a vlastnostmi látky. I když při vzniku bílých trpaslíků a neutronových hvězd dochází ke značným ztrátám momentu hybnosti v podobě látky vyvržené do okolí, z naší úvahy vyplývá, že rotační periody kompaktních objektů budou velmi krátké.

Světelná křivka neboli závislost světelného toku hvězdy na čase. V astronomii se časové průběhy nejčastěji studují v závislosti na juliánském datu (JD), které nepřerušovaně měří počet dnů od poledne 1. ledna roku 4713 př. n. l. V optické astronomii se světelný tok objektu často vyjadřuje pomocí magnitud, což je logaritmická veličina zavedená Ptolemaiem. Poněkud neintuitivně větší hodnota magnitudy odpovídá menšímu světelnému toku. Na tomto obrázku je vynesena světelná křivka zákrytové čtyřhvězdy CzeV343 v souhvězdí Vozky, která se skládá ze dvou zákrytových dvojhvězd s periodami 0,8 a 1,2 dne, obíhajících po vzájemné orbitě s periodou asi 1450 dnů. Šedé body jsou kontinuální měření z vesmírné družice TESS a modré body jsou měření malého pozemního dalekohledu na soukromé observatoři poblíž Zlína. Časové pokrytí pozemních měření je omezeno denním svitem a počasím. Žluté čáry ukazují teoretický model světelných změn, který se v prvním přiblížení skládá z prostého složení světelných křivek dvou zákrytových dvojhvězd, z nichž každá vykazuje dva druhy poklesů jasnosti podle toho, která z hvězd je zakrývána. Na dlouhých časových škálách jsou viditelné drobné časové posuny, pomocí kterých je možné odhalit vlastnosti vzájemného oběhu obou dvojhvězd.

Převzato z článku Pejcha et al.: Astronomy & Astrophysics, 2022, DOI: 10.1051/0004-6361/202244335.