Hvězdokupy > Složení kulových hvězdokup

Složení kulových hvězdokup

Spektroskopické výzkumy kulových hvězdokup ukazují, že obsahují mnohem méně těžkých prvků než hvězdy, které se vytvářely v disku Galaxie, jako naše Slunce. Kulové hvězdokupy jsou považovány za velmi staré a skládají se z počátečních generací hvězd (hvězdy populace II), které se vytvořily z prvotního materiálu, který se nacházel v mladé Galaxii právě v době (nebo před) jejich formováním. Hvězdy v disku naopak procházejí mnoha cykly zrodu hvězd a supernov, které zvyšují koncentraci těžkých prvků v mračnech tvorby hvězd a možná také spouštějí jejich zhroucení.

M2
Kulová hvězdokupa M2
Hvězda populace I – poměrně mladá hvězda, obsahující větší množství kovů, jaké obvykle nacházíme ve spirálních ramenech galaxií. K tomuto typu hvězd patří i Slunce.
Hvězda populace II – stará hvězda, obsahující menší koncentraci kovů ve srovnání s hvězdami populace I. Hvězdy populace II, k nimž patří hvězdy a podtrpaslíci RR Lyrae, existují v galaktickém halu naší Galaxie, zvláště v kulových hvězdokupách a také v  jádrech spirálních galaxií.
M10
Kulová hvězdokupa M10

Kulové hvězdokupy často obsahují množství proměnných hvězd, zejména hvězdy typu RR Lyrae, které byly kdysi nazývány „proměnné hvězdokupy“, vzhledem k jejich velkému množství v hvězdokupách. Jejich výskyt se mění od hvězdokupy ke hvězdokupě. V několika kulových hvězdokupách byly zjištěny planetární mlhoviny; zdá se, že se jedná o výjimečný jev s ohledem na krátkou životnost planetárních mlhovin. Kulové hvězdokupy obsahují také značný počet bílých trpaslíků a menší množství neutronových hvězd, z nichž některé se projevují jako pulsary.

hvězdy RR Lyrae – skupina pulsujících proměnných hvězd, někdy též označovaných jako krátkoperiodické Cefeidy nebo proměnné kulové hvězdokupy, protože byly poprvé objeveny v kulových hvězdokupách. Typická hvězda, RR Lyrae, byla jako první objevena mimo hvězdokupu. Hvězdy RR Lyrae jsou obři populace II, spadající do spektrálních tříd A a F. Mají periodu od 0,2 dne do 1,2 dne (nejčastěji 9 hod až 17 hod) a amplitudu v rozmezí 0,2 mag až 2,0 mag. Jejich světelné křivky většinou rychle dosahují maxima a to za dobu kratší, než činí desetina z celkové periody. Minima trvají poměrně dlouho, takže po dobu několika hodin zůstává zdánlivá hvězdná velikost přibližně konstantní. Absolutní hvězdná velikost všech hvězd typu RR Lyrae je okolo +0,5 mag, takže je možno je používat jako světelné zdroje o standardní jasnosti při určování vzdálenosti.

HR diagram (Hertzsprungův – Russellův diagram) pro kulové hvězdokupy (zde ukázaný pro M5) má typicky krátkou hlavní posloupnost a nápadné horizontální větve, což opět představuje velmi staré hvězdy, které se vyvinuly do fáze obrů a nadobrů.

Hertzsprungův – Russellův diagram – grafická závislost absolutní hvězdné velikosti hvězd na spektrální třídě.
M5
Kulová hvězdokupa M5

Porovnání naměřených HR diagramů pro každou kulovou hvězdokupu s teoretickým modelem HR diagramu založeném na teorii hvězdného vývoje poskytuje možnost odvodit nebo odhadnout stáří jednotlivých hvězdokup. Je to překvapující, ale všechny dosud pozorované kulové hvězdokupy jsou přibližně stejně staré. Zdá se, že se jedná o  nějakou fyzikální zákonitost, protože se všechny vytvořily v relativně krátkém období historie vesmíru v době, kdy byly galaxie velmi mladé. Nedávné odhady stáří se přiklánějí k intervalu od 12 miliard do 20 miliard let, lepší hodnota z pozorování je zřejmě 12 miliard až 13 miliard let. Jak je vidět, horní hranice souvisí se stářím našeho vesmíru, a tak se v posledních desetiletích vedou diskuse, kolik let to ve skutečnosti je. Na počátku roku 1997 byla provedena komplexní úprava délkových měřítek ve vesmíru, která se opírala o výsledky z astrometrického satelitu Hipparcos. Tyto výsledky naznačily, že galaxie a mnoho galaktických objektů, včetně kulových hvězdokup, mohou být ve vzdálenosti o 10 % dále, a proto skutečná jasnost všech jejich hvězd musí být o 20 % vyšší. S ohledem na různé závislosti, které jsou významné pro pochopení hvězdné struktury a vývoje, mohou být kulové hvězdokupy zhruba o 15 % mladší.

Graf
Zobrazení závislosti mezi vizuální magnitudou (V) a barevným indexem (B-V) pro jednotlivé hvězdy kulové hvězdokupy M5.
(A): Hlavní posloupnost
(B): Větev červených obrů
(C): Výskyt heliových záblesků
(D): Horizontální větev (HB)
(E): Schwarzschildova mezera v HB
(F): Bílí trpaslíci (pod šipkou)

Jak se kulové hvězdokupy pohybují zhruba miliardu let po oběžné dráze okolo galaktického středu galaxie, jsou náchylné k různým poruchám:

  • některé jejich hvězdy unikají, jak dostávají náhodné zrychlení při vzájemných setkání,
  • slapová síla z mateřské galaxie na ně působí, zejména silné je toto působení v místech jejich dráhy, které je nejblíže galaktickému středu,
  • každý průchod přes galaktický rovník, stejně jako blízká srážka s větší hmotností podobné hvězdokupy nebo velkého mlhovinového mračna přispívá k poruchám,
  • hvězdné evoluční působení a ztráta plynu také přispívají ke snižování hmotnosti hvězdokupy.

Tyto poruchy jsou v porovnáním s méně zhuštěnými a méně početnějšími otevřenými hvězdokupami podstatně pomalejší, ale přesto směřují k rozpadu hvězdokupy. Současně existující hvězdokupy jsou pravděpodobně zbytkem podstatně větší populace; zbytek, který rozložil a rozprostřel jejich hvězdy po galaktickém halu. Proces zkázy stále pracuje, a tak se odhaduje, že polovina hvězdokup Galaxie přestane existovat během následujících 10 miliard let.

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 8071krát.
* * *    Zrcadleno ze stránek astronomia.zcu.cz/objekty/hvezdokupy/1987-slozeni-kulovych-hvezdokup    * * *
Vytištěno ze stránky projektu Galaxie (objekty.astro.cz/hvezdokupy/1987-slozeni-kulovych-hvezdokup)
Nahrávám...