Vesmír je místo plné rozmanitostí a mnohé hvězdy se zdaleka nepodobají našemu Slunci. Mezinárodní tým astronomů použil dalekohled VLT ke studiu hvězd spektrálního typu O, které mají vysokou povrchovou teplotu, jsou velmi hmotné a jasné [1].

Tyto hvězdy prožijí krátký bouřlivý život a hrají klíčovou úlohu ve vývoji galaxií. Vyskytují se u nich extrémní jevy jako přenos hmoty, kdy menší souputník vysává materiál z povrchu větší složky (jev, který bývá někdy označován jako ‚upíří hvězda‘), nebo záblesky záření gama.

„Tyto hvězdy jsou opravdové obludy,“ říká Hugues Sana (University of Amsterdam, Nizozemí), vedoucí autor studie. „Hmotností patnáctkrát převyšují naše Slunce a mohou být až milionkrát jasnější. Jsou tak horké, že záři jasným modrobílým světlem a jejich povrchová teplota dosahuje 30 000 °C.“.

Astronomové zkoumali vzorek 71 osamocených hvězd i dvojhvězd se složkou spektrálního typu O, které se nacházejí v šesti nedalekých mladých hvězdokupách naší Galaxie. Většina pozorování v rámci této studie byla získána teleskopy ESO, včetně dalekohledu VLT.

Při dosud nejpodrobnější analýze světla přicházejícího z jednotlivých hvězd tohoto typu [2] se ukázalo, že 75 % všech hvězd typu O je součástí dvojhvězdných systémů. To je mnohem větší podíl, než se původně očekávalo, a zároveň jeho první přesné určení.

Rovněž se ukázalo, a to je ještě důležitější výsledek, že počet párů, v nichž jsou hvězdy k sobě natolik blízko, aby spolu mohly interagovat (prostřednictvím přenosu hmoty případně vzájemným sléváním), je mnohem vyšší, než si kdokoliv pomyslel. To má dalekosáhlé důsledky pro naše chápání vývoje galaxií.

Hvězdy spektrálního typu O představují pouhý zlomek procenta populace stálic e vesmíru. Ale prudké projevy, které jsou s nimi spojeny, mají obrovský vliv na jejich okolí. Hvězdný vítr a rázové vlny, které produkují, mohou zažehnout i ukončit zrod dalších hvězd.

Jejich záření rozsvěcuje mlhoviny. Když explodují jako supernovy, obohacují galaxie o těžké prvky nepostradatelné pro vznik života. Jsou také spojeny se záblesky záření gama, které patří k jevům ve vesmíru, při kterých se uvolňuje největší množství energie. O-hvězdy jsou tedy zapleteny do mnoha procesů, které řídí vývoj galaxií.

„Vývoj hvězdy je významně ovlivněn tím, jestli je, či není, součástí dvojhvězdného systému“, říká Selma de Mink (Space Telescope Science Institute, USA), spoluautorka studie. „Pokud dvě hvězdy obíhají velmi blízko sebe, mohou nakonec splynout. Ale i když se úplně nespojí, jedna z hvězd strhává hmotu ze svého souputníka.“.

Vzájemné spojení dvou hvězd, které podle odhadu členů týmu nastane asi u 20 až 30 % párůobsahujících typu O, je opravdu bouřlivý proces. Ale i přenos hmoty, který je ve srovnání se splynutím velmi mírným jevem, má výrazný vliv na další vývoj obou hvězd. Dochází k němu ve 40 až 50 % případů.

Až doposud astronomové předpokládali, že těsné dvojhvězdy s masivní složkou se vyskytují výjimečně, a jsou dobré jen k tomu, aby vysvětlily exotické jevy jako rentgenové dvojhvězdy, dvojité pulsary a páry černých děr.

Tato nová studie ukazuje, že takové zjednodušení nemůžeme učinit. Nejen že extrémně hmotné dvojhvězdy se vyskytují poměrně často, ale jejich život je od základu odlišný od osamocených hvězd.

V případě ‚upířích hvězd‘ s přenosem hmoty je menší méně hmotná složka ‚zmlazována‘ díky tomu, že nasává čerstvý vodík z hmotnější složky dvojhvězdy. Její hmotnost se postupně zvyšuje a hvězda svého souputníka přežije.

A nejen to; žije mnohem déle než osamocené hvězdy stejné hmotnosti. Hmotná složka naopak materiál ztrácí, a to tak rychle, že přijde o celou svou vnější obálku dříve, než dospěje do vývojového stadia zářivého rudého superobra.

Místo toho dojde k obnažení jejího jádra. Díky tomu se může hvězdná populace vzdálené galaxie zdát celkově mladší, než ve skutečnosti je. Obě složky dvojhvězdy se statnou ještě žhavějšími a ještě více zmodrají, vypadají proto mladší.

Poznání pravého stáří populace interagujících vysoce hmotných hvězd je tedy zásadní pro správné zařazení vzdálených galaxií. [3].

„Jediné informace, které astronomové mají o vzdálených galaxiích, pocházejí ze světla, které dopadne na objektivy našich teleskopů. Bez určitých předpokladů o tom, co je zodpovědné za toto světlo, nemůžeme učinit žádný závěr o dané galaxii, například jak je hmotná či stará.

Tato studie ukazuje, že obvyklá představa většiny osamoceně existujících hvězd může vést k chybným závěrům,“ dodává Hughes Sana.

Je potřeba mnoho další práce, abychom pochopili vliv těchto efektů, a také to, jak výrazně tyto nové poznatky ovlivní náš pohled na vývoj galaxií. Modelování dvojhvězd je komplikované. Chvíli potrvá, než bude možné tyto nové úvahy zahrnout do modelů galaktického vývoje.

– TZ ESO ČR Evropská organizace pro astronomický výzkum na jižní polokouli  –

Poznámky

[1] Většina hvězd je kategorizována podle spektrálního typu (barvy), který závisí na hmotnosti hvězdy a její povrchové teplotě. Nejužívanější klasifikace hvězd O, B, A, F, G, K a M začíná nejmodřejšími (nejžhavějšími a nejhmotnějšími) hvězdami a končí červenými (nejchladnějšími a nejméně hmotnými).

O-hvězdy mají povrchovou teplotu i přes 30 000 °C  a vypadají zářivě bledě modré. Jejich hmotnost se pohybuje kolem 15 hmotností Slunce i více.

[2] Složky dvojhvězd se většinou nacházejí u sebe příliš blízko na to, aby je bylo možné pozorovat přímo jako oddělené zdroje světla. Členové týmu však byli schopni jejich podvojnost odhalit pomocí spektrografu UVES (Ultraviolet and Visible Echelle Spectrograph) a dalekohledu VLT. Spektrograf rozdělí světlo hvězdy stejným způsobem jako hranol do podoby duhy.

Ve světle hvězdy jsou podobně jako čárový kód uloženy otisky prvků přítomných v atmosféře hvězdy, které pohlcují specifické vlnové délky světla. Při pozorování jedné hvězdy jsou tyto absorpční čáry stálé.

Ale u dvojhvězd jsou čáry jednotlivých složek vzájemně posunuty díky pohybu hvězd. Do jaké míry jsou čáry posunuty a to, jak se posun během pozorování mění, může astronomům pomoci určit, jak se hvězdy pohybují.

Tedy určit vlastnosti dráhy včetně vzájemné vzdálenosti, a zda jsou dost blízko na to, aby mezi nimi mohlo dojít k přenosu hmoty či splynutí.

[3] Existence tak velkého množství upířích hvězd je v dobrém souhlasu s dříve nevysvětleným jevem. V okolí třetiny hvězd, které explodují jako supernovy, je pozorováno velmi málo vodíku, což je zvláštní vzhledem k faktu, že hvězdy jsou obvykle složeny převážně z tohoto plynu.

Složení supernov ochuzených o vodík však souhlasí s vlastnostmi upířích hvězd nalezených v rámci této studie. Předpokládá se, že upíří hvězdy způsobují u svých obětí vznik supernovy chudé na vodík. Na vodík bohaté vnější obálky oběti jsou upíří hvězdou odtrženy a pohlceny ještě dříve, než může její oběť explodovat jako supernova.