Exoplanety & HvězdyAutor: David Pěkník29. března 20266 min čtení

Hmotnostní limit hvězd a monstrozita R136a1: Interferometrie na VLT zpřesňuje maximální možnou velikost stálice

Hvězda R136a1 v mlhovině Tarantule byla dlouho považována za kolos o hmotnosti přes 300 Sluncí. Nová měření s extrémním rozlišením z přístroje ZORRO na teleskopu Gemini South ukazují, že hvězdný limit leží níže, kolem 200 hmotností Slunce.

Mladá masivní hvězdokupa R136 v mlhovině Tarantule (Velké Magellanovo mračno), domov rekordně těžké stálice R136a1. Snímek pořízený přístrojem MAD na dalekohledu Very Large Telescope (VLT). Kredit: ESO / P. Crowther, C.J. Evans

Jak těžká může být hvězda? Zatímco spodní hmotnostní hranice hvězd je dána fyzikální nutností zažehnout stabilní fúzi vodíku v jádře (cca $0,075 - 0,08\ M_\odot$ , pod níž leží hnědí trpaslíci), horní hmotnostní limit byl po desetiletí předmětem prudkých sporů mezi teoretiky a pozorovateli.

Pokud je hvězda příliš hmotná, tlak záření vycházející z jejího divoce fúzujícího nitra převáží nad její vlastní gravitací – je překročen takzvaný Eddingtonův limit:

L_{\text{Edd}} = \frac{4\pi G M c}{\kappa}

kde $\kappa$ je opacita hvězdné hmoty. Za tímto limitem tlak fotonů doslova odfoukne vnější vrstvy hvězdy do okolního vesmíru a zabrání dalšímu růstu protohvězdy.

V samotném srdci mlhoviny Tarantule (30 Doradus) v sousední trpasličí galaxii Velké Magellanovo mračno leží superhvězdokupa R136. A v jejím středu trůní stálice R136a1 – dlouho považovaná za nejhmotnější známou hvězdu ve vesmíru s odhadovanou počáteční hmotností přesahující $300\ M_\odot$ .

Optická skvrnová interferometrie: ZORRO na Gemini South

Původní odhady hmotnosti R136a1 z Hubbleova vesmírného dalekohledu trpěly technickým limitem: jádro hvězdokupy R136 je tak neuvěřitelně husté (tisíce masivních hvězd na prostoru několika světelných let), že i s ostrostí Hubblea bylo obtížné separovat světlo centrálního kolosu od desítek těsných slabších společníků v popředí a pozadí.

Průlom přinesla měření týmu vedeného Vashetem Kalariem (NOIRLab) s využitím přístroje ZORRO na 8,1metrovém dalekohledu Gemini South v Chile:

ZORRO využívá techniku skvrnové interferometrie (speckle imaging) – pořizuje tisíce ultra-krátkých expozic (kolem 40 milisekund), které doslova „zmrazí“ atmosférické chvění vzduchu.
Matematickou rekonstrukcí vlnoplochy dosáhl dalekohled rozlišení 30 úhlových milivteřin – což je podstatně ostřejší obraz, než jaký byl schopen pořídit HST v optickém spektru.

ZORRO dokázal jasně oddělit světlo R136a1 od jeho nejbližších sousedů.

       Revize parametrů nejhmotnější hvězdy R136a1
+--------------------------+---------------------+----------------------+
| Parametr                 | Původní odhad (HST) | Nová měření (ZORRO)  |
| --- | --- | --- |
+--------------------------+---------------------+----------------------+
| Aktuální hmotnost        | ~ 250 – 265 M☉      | ~ 170 – 200 M☉       |
| --- | --- | --- |
| Počáteční hmotnost (ZAMS)| ~ 320 M☉            | ~ 200 – 250 M☉       |
| Svítivost (L_bol)        | ~ 8 700 000 L☉      | ~ 4 700 000 L☉       |
| Efektivní teplota        | ~ 53 000 K          | ~ 46 000 K           |
| Spektrální třída         | WN5h (Wolf-Rayet)   | WN5h (Wolf-Rayet)    |
| Ztráta hmoty větrem      | ~ 5 × 10⁻⁵ M☉ / rok | ~ 3 × 10⁻⁵ M☉ / rok  |
+--------------------------+---------------------+----------------------+

Kde leží absolutní limit hmotnosti hvězd?

Zpřesněná měření ukázala, že R136a1 je sice méně zářivá a méně hmotná, než se dříve soudilo, stále však zůstává nezpochybnitelným králem známých hvězd s aktuální hmotností mezi 170 a 200 hmotnostmi Slunce🪐 AstroWiki EncyklopedieSlunceSlunce je centrální hvězdou naší planetární soustavy, žlutý trpaslík spektrální třídy G2V, který svou gravitací váže všechna tělesa od plane...Otevřít heslo v encyklopedii →.

Tato revize má zásadní astrofyzikální důsledek:

Horní hmotnostní limit pro vznik hvězd v současném vesmíru bohatém na kovy se neposouvá k 300 či 400 $M_\odot$ , ale je pevně limitován hodnotou přibližně $150\ \text{až}\ 200\ M_\odot$ .
To potvrzuje hydrodynamické simulace akrece v masivních molekulárních jádrech, kde silné radiační zpětné vazby (radiation feedback) odfouknou plyn dříve, než protohvězda překročí hranici 200 Sluncí.

Extrémní život a nevyhnutelný zánik

Hvězda R136a1 žije na plný plyn. Její povrchová teplota dosahuje pekelných $46\ 000\ \text{K}$ (Slunce má cca 5 778 K) a vyzařuje téměř 5 milionůkrát více energie než naše Slunce.

V důsledku kolosálního tlaku záření hvězda trpí drastickou ztrátou hmoty:
Její hvězdný vítr vane rychlostí přes 2 600 km/s a každé dvě sekundy odfoukne do vesmíru hmotnost odpovídající celé planetě Zemi. Během svého krátkého života (který potrvá pouhé 2 až 3 miliony let) již hvězda odhodila více než 50 hmotností Slunce.

A jak R136a1 skončí?
S aktuální hmotností kolem 170 až 200 $M_\odot$ se nachází přesně na rozhraní dvou dramatických scénářů:

Párově nestabilní supernova (PISN): Pokud si udrží heliové jádro o hmotnosti mezi 65 a 130 $M_\odot$ , hvězda kompletně exploduje bez jakéhokoliv zbytku.
Přímý kolaps (Direct Collapse): Pokud bude jádro ještě těžší, rázová vlna nedokáže překonat kolosální gravitaci a celá hvězda se v mžiku zhroutí přímo do středně těžké černé díry (Intermediate-Mass Black Hole – IMBH) bez viditelné supernovy🪐 AstroWiki EncyklopedieSupernovyNejvětší kosmické exploze ve vesmíru, termonukleární supernovy Ia jako standardní svíčky a kolapsové supernovy rodící neutronové hvězdy....Otevřít heslo v encyklopedii →.

„Výsledky z přístroje ZORRO nám ukazují, že i ty největší hvězdné kolosy mají své pevné meze dané fundamentální fyzikou záření. R136a1 je laboratoří limitů hmoty ve vesmíru,“ zhodnotil výzkum Venu Kalari.

Studium R136a1 je klíčem k pochopení toho, jak v raném vesmíru vznikaly první černé díry a jak masivní hvězdy obohacovaly vesmír o nejtěžší prvky.

Reference

[1] Kalari, V. M., et al. (2022). Resolving the core of R136 in the optical with Gemini/ZORRO: Revisiting the top of the stellar initial mass function. The Astrophysical Journal, 935(2), 162. DOI: 10.3847/1538-4357/ac8424.
[2] Crowther, P. A., et al. (2010). The R136 star cluster dissects the upper end of the stellar initial mass function. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408(2), 731–751.
[3] Bestenlehner, J. M., et al. (2020). The VLT-FLAMES Tarantula Survey XXXV. The R136 star cluster: update on the most massive stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 499(2), 1918–1936.
[4] Heger, A., et al. (2003). How massive single stars end their life. The Astrophysical Journal, 591(1), 288.
[5] Gemini Observatory Science Operations (2023). ZORRO High-Resolution Speckle Imager User Manual and Calibration Synthesis. La Serena: NOIRLab.

Hvězdný Eddingtonův limit a monstrozita R136a1

Hvězda R136a1 v centru mladé kompaktní hvězdokupy R136 uvnitř mlhoviny Tarantule (NGC 2070) ve Velkém Magellanově mračnu ( $d \approx 163,000\text{ ly}$ ) drží historický primát nejhmotnější známé stálice ve vesmíru. Dřívější odhady přisuzovaly této hvězdě počáteční hmotnost až $320,M_{\odot}$ a současnou hmotnost kolem $260,M_{\odot}$ .

Nová interferometrická pozorování s adaptivní optikou pomocí přístroje ZORRO na osmimetrovém dalekohledu Gemini South a přístroje SPHERE na VLT však v roce 2022 a 2023 přinesla zpřesnění: současná hmotnost R136a1 leží v rozmezí 170 až 230 hmotností Slunce. I po této revizi však objekt zůstává monstrem, které balancuje na samé hranici stability.

Fyzika Eddingtonovy meze a hvězdného větru

U extrémně hmotných hvězd dominuje vnitřnímu tlaku tlak záření fotonů vznikajících při CNO cyklu v super-horkém konvektivním jádru ( $T_c > 40 \times 10^6\text{ K}$ ). Eddingtonův limit definuje maximální zářivý výkon, při kterém tlak záření na volné elektrony vyrovnává gravitační přitažlivost:

L_{\text{Edd}} = \frac{4 \pi G M c}{\kappa}

Kde $\kappa$ je elektronová Thomsonova opacita (pro ionizovaný vodík $\kappa \approx 0{,}4\text{ cm}^2/\text{g}$ ). Svítivost R136a1 dosahuje neuvěřitelných:

L \approx 4{,}7 \times 10^6\,L_{\odot} \approx 1{,}8 \times 10^{33}\text{ W}

Hvězda vyzařuje během několika sekund tolik energie, kolik Slunce vyprodukuje za celý lidský rok. V důsledku blízkosti Eddingtonově mezi ( $L / L_{\text{Edd}} \approx 0{,}8 - 0{,}9$ ) fotosféra doslova vaří a odtéká do prostoru v podobě mohutného hvězdného větru s rychlostí přes $2,600\text{ km/s}$ a hmotnostní ztrátou:

\dot{M} \approx 5 \times 10^{-5}\,M_{\odot}/\text{rok}

Během svého krátkého života (stáří se odhaduje na pouhých 1,5 milionu let) již R136a1 odvrhla více než 50 hmotností Slunce!

Astrofyzikální srovnání složek v jádru R136

Objekt	Hmotnost ( $M_{\odot}$ )	Svítivost ( $L_{\odot}$ )	Povrchová teplota ( $T_{\text{eff}}$ )	Spektrální třída
R136a1	$\approx 196,M_{\odot}$	$4,700,000,L_{\odot}$	$46,000\text{ K}$	WN5h (Wolf-Rayet s vodíkem)
R136a2	$\approx 150,M_{\odot}$	$3,300,000,L_{\odot}$	$47,000\text{ K}$	WN5h
R136a3	$\approx 135,M_{\odot}$	$2,800,000,L_{\odot}$	$48,000\text{ K}$	WN5h
R136c	$\approx 140,M_{\odot}$	$3,800,000,L_{\odot}$	$45,000\text{ K}$	WN5h

Konec života: Pár-nestabilní supernova (PISN)

Budoucí osud R136a1 je předmětem intenzivního modelování. Pokud si hvězda v době vyčerpání helia udrží hmotnost jádra mezi 65 a 130 hmotnostmi Slunce, nastane v jejím nitru jev pár-nestabilní supernovy (Pair-Instability Supernova, PISN): fotony gama záření v jádru dosáhnou energií, při kterých spontánně kolabují na páry elektron-pozitron ( $h\nu + h\nu \rightarrow e^- + e^+$ ). Tím okamžitě poklesne tlak záření, jádro se zhroutí a zažehne bleskovou explozivní fúzi kyslíku, která celou hvězdu kompletně rozmetá do vesmíru, aniž by po sobě zanechala černou díru či neutronovou hvězdu.