Hvězdy, které se červenají

Existují dvě skupiny lidí, kteří při slově „červenání“ pociťují výrazně nelibé pocity. Do první patří ti, kteří se hodně rdí a jimž to zároveň vadí. Druhou skupinou jsou astronomové.

V astronomii existuje mnoho červených objektů: červení trpaslíci, rudí obři, rudý posuv a červenání světla hvězd. První tři pojmy jsou mezi širokou veřejností poměrně známy, zatímco o čtvrtém se moc neví, byť je to jedna z věcí, která astronomům působí vrásky.

Temná mlhovina Uhelný pytel (po evropsku, podle Inků Yutu neboli Koroptev, podle Mapučů Pozoko – Studna). Jasná čára je meteor, nikoli šipka (mlhovina leží v pásu Mléčné dráhy, skoro uprostřed obrázku). Snímek je z observatoře ES O Paranal, v popředí jeden z pomocných dalekohledů VLT.

Snímek Gideon Yoffe, ESO

Mezi hvězdami

O existenci hvězd lidstvo asi nikdy vážně nepochybovalo (minimálně v temných dobách bez velkého světelného znečištění, kdy bylo těžké hvězdy přehlédnout). Na jižní polokouli si lidé všímali i temných oblastí na obloze, tedy míst, kde hvězdy zjevně chybějí. Některé kultury jižní polokoule si tyto oblasti pojmenovaly, byla to vlastně určitá „antisouhvězdí“ (obr. 1), z praktických hledisek fungovala úplně stejně jako naše souhvězdí definovaná pomocí hvězd. Např. Inkové měli několik zvířat (lama, žába, had a další), která kráčela po posvátné řece – pásu Mléčné dráhy –, a jejichž siluety tudíž lidé mohli pozorovat. Obdobné pověsti panovaly i v Austrálii, jenom zvířata byla trochu jiná (emu či klokan). Ale i na severní polokouli taková zvláštně prázdná místa existují a po objevu dalekohledu se stala nepřehlédnutelná (obr. 2).

Barnard 68 je (v historické terminologii) temná mlhovina, což fyzikálně znamená molekulární oblak. Hmotnost plynu v oblaku jsou asi dvě hmotnosti Slunce a rozměrově odpovídá vzdálenosti Slunce–Oortův oblak, tedy její velikost je srovnatelná se Sluneční soustavou s jejími odlehlými součástmi. Skládá se z velmi hustého plynu a předpokládá se, že v brzké době (odhaduje se 200 tisíc let) z něj vznikne nová hvězda. Vlevo je snímek z optické oblasti – uvnitř oblaku je absorbce opravdu vysoká, vpravo pak infračervený snímek – některé ze vzdálených hvězd dokážou oblakem prosvítit, ale jsou značně zčervenalé.

Snímek Gideon Yoffe, ESO

Poté, co byla opuštěna teorie neproměnné sféry stálic a astronomie se začala rozvíjet jako vědecká disciplína, nejenom jako obor užitečný pro navigaci a sestavování kalendáře, začaly se objevovat první pokusy o vytvoření kosmologického modelu, tedy mapy rozložení hvězd v prostoru. Nejstarší taková mapa pochází z roku 1785 a vytvořil ji William Herschel (obr. 3) na základě celkem přirozeného předpokladu, že hvězdy jsou v průměru všude stejné, a tak je stačí v každém směru spočítat, čímž zjistíme, kde je okraj hvězdného vesmíru. Výsledná mapa nevypadá úplně tak, jak by si člověk představoval fyzikálně rozumné rozložení. Nejnápadnější je „vykousnutí“ a nedostatek hvězd v levé části obrázku. Herschel tento „objekt“ (spíš tedy antiobjekt) nazývá „An Opening in the Heavens“ a myslí si, že je skutečně důsledkem nedostatku hvězd.

Model „našeho hvězdného systému“ podle Williama Herschela (1785), z článku On the Construction of the Heavens. Model vychází ze sčítání hvězd, tedy z počtu hvězd pozorovaných v různých směrech.

Sčítání hvězd bylo založeno na předpokladu, že mezi hvězdami neexistuje žádné absorbující prostředí, které by přispělo k zeslabení světla hvězd. Nejpozději kolem roku 1900 už se spekulovalo, jestli náhodou tyto „díry“ nejsou spíše místa plná materiálu, který pohlcuje světlo, a po roce 1930 už o tom nikdo nepochyboval. Tmavá místa na obloze nejsou způsobena absencí hvězd, ale přítomností (velkého množství) absorbujícího materiálu. Stejně tak existují místa, kde se absorbující materiál vyskytuje, ale není ho tolik. Tam nějaké hvězdy vidíme, ale ne tolik, kolik bychom měli, a hvězdy nejsou tak jasné a také jsou trochu červenější (obr. 2).

Tímto absorbujícím materiálem je prach a jeho vliv na pozorování hvězd je někdy až drastický. V astronomii měříme jasnost hvězd v různých barevných filtrech (tedy v určitém rozsahu vlnových délek). U hvězdy zářící v prostředí bez absorpce závisí jasnost na absolutní (skutečné) svítivosti hvězdy a na její vzdálenosti, rozdíl v jasnostech mezi jednotlivými filtry je spojen s barvou hvězdy, tedy její povrchovou teplotou (hvězdy si v prvním přiblížení můžeme představit jako absolutně černá tělesa¹⁾).Ale pokud se mezi hvězdou a pozorovatelem vyskytuje prach, tedy absorbující materiál, část záření je absorbována, a to v některých barvách více než v jiných. Krátké (modré) vlnové délky jsou pohlcovány více než dlouhé (červené), takže se hvězdy jeví červenější, než ve skutečnosti jsou.

Rozdělení hvězd podle barvy, tedy povrchové teploty (osa x) a svítivosti (osa y), tzv. Hertzsprungův‑Russellův diagram. Většina hvězd leží podél „hlavní posloupnosti“, horké svítivé hvězdy jsou v levém horním rohu, chladné málo svítivé v pravém dolním – vlastnosti záležejí hlavně na hmotnosti hvězdy, která je naznačena. Dále jsou v HR-diagramu vidět větve obrů a veleobrů a oblast bílých trpaslíků. Pokud hvězdu pozorujeme skrz prachové oblaky, její barva se změní, hvězda se stává červenější (viz čárkovaná šipka na obrázku). Pokud neznáme vzdálenost k hvězdě z měření nezávislých na její intenzitě a barvě, klidně si můžeme splést vzdálenou horkou hvězdu s blízkou chladnou.

Aby komplikací nebylo málo, na běžně používaném grafu rozložení hvězd podle jasnosti a barvy většina hvězd leží podél tzv. hlavní posloupnosti. Efekt zčervenání se bohužel projevuje právě posunem podél této linie, takže rozlišit blízkou chladnou, málo svítivou hvězdu od vzdálené horké a hodně jasné je kupodivu těžké (obr. 4). A ještě navíc toto zčervenání není všude v Galaxii (a v galaxiích) stejné, protože závisí na vlastnostech prachu, což je pro pozorovatele frustrující (viz rámeček).

Prach v roli zářiče

Z dosavadního výkladu vychází prach dost negativně, ale možná to vůči němu není úplně spravedlivé. Energie, kterou prach pohltí, se neztratí, prach ji znovu vyzáří. Molekulární oblak v souhvězdí Býka (obr. 6 vlevo) ukazuje jednu takovou „temnou mlhovinu“ v optické oblasti, kde je nedostatek hvězd zcela zjevný. Pak však vidíme snímek téže oblasti v submilimetrové oblasti spektra (obr. 6 vpravo), kde na zdánlivě prázdném místě svítí prachový oblak. Energie, která zmizela v optické oblasti spektra, se objevuje v infračervené jako tepelné záření prachu.

Když se podíváme na trošku větší měřítko, na část galaktického disku, vidíme, jak se prach a hvězdy mezi sebou prolínají a ovlivňují (obr. 5). Prach je spojen s hustými částmi mezihvězdného prostředí, ve kterých vznikají hvězdy. Ty naopak zase plyn a prach kolem sebe ohřívají a odfukují (viz Vesmír 104, 18, 2025/1).

Prachová emise z roviny Mléčné dráhy pohledem kosmického infračerveného satelitu Herschel. Chladnější prach je zobrazen červenými odstíny, naopak horký modrými. Poznámka: satelit Herschel se jmenuje po zmiňovaném Williamu Herschelovi.

Infračervené galaxie

Podívejme se na ještě větší škálu, a to na celé galaxie. Galaxie září na všech vlnových délkách, od krátkých rentgenových až po dlouhé rádiové, a je zajímavé sledovat, kolik energie v které oblasti vyzáří. U galaxií, jako je Mléčná dráha (tedy normální spirální galaxie s probíhající tvorbou hvězd), je většina energie vyzářena v optické a blízké infračervené oblasti. Ta odpovídá světlu hvězd; asi třetina výkonu pak připadá na vzdálenou infračervenou oblast, za niž je zodpovědné záření prachu. U galaxií bez prachu, tedy některých eliptických galaxií, je dlouhovlnnější infračervené záření zanedbatelné, v takových objektech svítí pouze hvězdy. Přítomnost aktivního galaktického jádra se projevuje hlavně zvýšeným výkonem v krátkovlnné části spektra (ultrafialová, rentgenová oblast) a někdy také na dlouhých vlnách (radiová oblast), kde ale nejde o tepelné záření. Extrémním případem jsou kvazary s dominantním zářením ze svého aktivního jádra.

Molekulární oblak v souhvězdí Býka. Vlevo optický snímek, kdy prach v oblaku pohlcuje světlo vzdálenějších hvězd, vpravo submilimetrový snímek tepelného záření prachu v oblaku. Jasnější místa v oblaku odpovídají místům vzniku nových hvězd.

Existují ale i galaxie, jejichž infračervený výkon je mnohem vyšší než optický: jde o svítivé infračervené galaxie (LIRG, luminous infrared galaxy, případně ULIRG, ultraluminous infrared galaxy). Hvězdy v těchto galaxiích samozřejmě září v optické oblasti (a taky ultrafialové a blízké infračervené), ale prach v mezihvězdném prostředí záření hvězd z větší části pohltí a opětovně vyzáří ve vzdálené (a střední) infračervené oblasti. Prachu se vyskytuje v galaxiích ULIRG více než v běžných galaxiích, jako je Mléčná dráha, a je teplejší.

Velkou část infračervených svítivých galaxií představují interagující galaxie nebo galaxie s překotnou tvorbou hvězd (starburst galaxy). Nejbližší galaxie ULIRG je Arp 220 ve vzdálenosti asi 250 milionů světelných let (obr. 7), která splňuje obě vlastnosti: jde o interagující systém, ve kterém se srážejí a splývají dvě spirální galaxie a v němž probíhá velmi intenzivní tvorba hvězd. Kromě toho má Arp 220 také aktivní galaktické jádro, ale to její optické a infračervené vlastnosti příliš neovlivňuje.

Arp 220 je vysoce svítivá infračervená galaxie, přesněji dvojice interagujících galaxií. Vlevo je optický snímek, na kterém jsou patrná výrazná oblaka prachu a plynu. Dominantním rysem infračerveného snímku (vpravo) je jasná emise z centrální oblasti, která způsobuje difrakční obrazec (hvězdu). Na ještě delších vlnových délkách (mm) bychom v centru galaxie dokázali rozlišit dvě jádra – dvě supermasivní černé díry.

Ať se hvězdy červenají

Prach je spojen s místy tvorby hvězd. Když je někde hodně prachu, je tam i hodně plynu, a tudíž spousta materiálu pro tvorbu nových hvězd a planet. Prachová zrníčka v mezihvězdném prostředí navíc slouží jako katalyzátor chemických reakcí – mezihvězdné prostředí je obvykle natolik řídké, že reagenty mají trochu problém se střetnout, a na povrchu zrníček je šance k interakci mnohem větší. Předpokládáme, že většina vodíkových molekul H₂, které jsou nejběžnější molekulou ve vesmíru a tvoří základ dalších větších molekul, vzniká právě na prachových zrnkách. Navíc prach díky své absorpční schopnosti v krátkovlnné části spektra chrání vznikající a existující molekuly před rozpadem vlivem záření (fotodisociací). A tak nakonec musíme dojít k závěru, že existence prachu sice mnohým astronomům ztěžuje práci, ovšem bez něho by byl vesmír mnohem méně zábavný a pestrobarevný.