O spektrálnych typoch – 1. časť
Jana Plauchová - 2020-03-27

Najjasnejšia hviezda tejto snímky je Tau CMa, modrý nadobor. Je členom veľmi mladej hviezdokopy NGC 2362. Zdroj: commons.wikimedia.org

Aj amatérski astronómovia väčšinou vedia, že spektrálny typ je typ hviezdy podľa jej farby a tá zase vyplýva z povrchovej teploty. Modrejšie hviezdy sú horúcejšie, červené chladnejšie. Spektrálny typ, s ktorým sa hviezda zrodí, o nej však vypovie viac ako farbu a teplotu. Začnime charakteristikou najhorúcejšieho zo základných spektrálnych typov, ktorý dosiahol hlavnú postupnosť (čiže fázu, kedy hviezda vo svojom jadre spaľuje vodík).


Hviezda od svojho zrodu postupne prechádza všetkými spektrálnymi typmi, ktoré sú chladnejšie (v odbornej terminológii neskoršie) než má ona. Zopakujme si, že podľa klesajúcej teploty rozoznávame typy O, B, A, F, G, K, M.


O je nielen najžeravejší, ale aj najzriedkavejší základný spektrálny typ. Patrí do neho len 0,00007 % hviezd vo vesmíre. To je jeden z dôvodov, prečo sa istú dobu predpokladalo, že typ O môže existovať len v menšej škále podtypov ako ostatné hviezdy. Kým ostatné typy možno rozdeliť na podtypy označené číslami  1 až 9, prvé katalogizované hviezdy typu O mali ako podtypy len vyššie čísla. Až po čase boli v masívnych hmlovinách objavené aj hviezdy podtypu O3 a dokonca aj O2. Druhý dôvod, prečo sa najhorúcejšie podtypy z najhorúcejších objavujú tak zriedkavo, je ten, že hviezdy zrodené s typom O veľmi rýchlo „preletia“ fázou spaľovania vodíka v jadre. Z astronomického hľadiska sa takmer okamžite po svojom zrode stávajú obrami, ich povrch chladne a postupuje cez podtypy s rastúcimi číslami do typov B, A, a tak ďalej.


640px-morgan-keenan_spectral_classification_svg.png


Porovnanie veľkostí hviezd rôznych spektrálnych typov na hlavnej postupnosti. Najhorúcejší a najhmotnejší typ O má aj najväčšiu veľkosť. Zdroj: commons.wikimedia.org


Hviezdy typu O majú povrchovú teplotu od 30 000 do 50 000 K. Napriek tomu nie sú hviezdami s najhorúcejšími povrchmi vo vesmíre. Bežne ich prekonávajú mladé biele trpaslíky a mladé neutrónové hviezdy.


Najjasnejšou hviezdou typu O na oblohe je hlavná zložka Alnitaku, najvýchodnejšej hviezdy Oriónovho pásu. Alnitak však už nie je hviezdou hlavnej postupnosti, ale nadobrom, ktorý v dôsledku chladnutia typ O v astronomicky blízkej dobe opustí. Pri svojom zrode majú hviezdy typu O najmenej 6,6-krát väčší priemer ako Slnko a táto hodnota sa bude počas prebiehania termonukleárnych reakcií už len zväčšovať.


640px-the_horsehead_and_flame_nebula.jpg


Alnitak, viacnásobná hviezda, ktorej hlavná zložka je najjasnejšou hviezdou typu O pri pohľade zo Zeme. Hmloviny, ktoré ju obklopujú, s jej zrodom nesúvisia, čo je ale pri type O skôr výnimka. Zdroj: commons.wikimedia.org


Čo je na prvý pohľad zvláštne, hviezdy typu O sa ľudskému oku môžu javiť slabšie ako hviezdy typu B v rovnakej vzdialenosti, a to i napriek tomu, že sú žeravejšie a väčšie. Je to preto, lebo väčšina ich žiarivosti pochádza z tej oblasti spektra, ktorá už je príliš energetická na zachytenie ľudským okom. Celková svietivosť hviezd typu O presahuje svietivosť Slnka desaťtisíce až státisíce krát.


Tento typ je silne viazaný na rovinu Galaxie. Rodí sa totiž iba tam, kde je veľa medzihviezdnej hmoty, čiže v rovine disku, a žije tak krátko, že sa nestihne od svojho rodiska príliš vzdialiť. Často strávi celý svoj život v zárodočnej hmlovine.


Spodná hranica hmotnosti hviezd typu O je 16 hmotností Slnka. Horná hranica hmotnostného limitu je obmedzená tým, že príliš ťažké teleso vlastný hviezdy vietor rozfúka skôr než dosiahne hlavnú postupnosť. Hviezdy typu O majú preto najintenzívnejší hviezdy vietor, ktorý ich v priebehu ich života vie pripraviť o značnú časť ich hmotnosti (kým na Slnku je to len zanedbateľná jedna stotina). Aj „odľahčené“ hviezdy typu O však vždy končia svoje životy ako supernovy. Tie môžu tlakom odvrhnutých plynov napomáhať ďalšej hviezdotvorbe vo svojej zárodočnej hmlovine. Keďže hviezdy typu O sú často dvojhviezdami, druhý, menej hmotný partner je po explózii hmotnejšej zložky niekedy vymrštený veľkou rýchlosťou do vesmíru. Predpokladá sa, že nejakých 10 % až 15 % všetkých hviezd typov O a B pochádza z rozpadnutých dvojhviezd. Ak zostane k zvyšku hlavnej zložky gravitačne aj naďalej pripútaný, často sa stáva indikátorom prítomnosti jej pozostatku – neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery.


752px-grand_star-forming_region_r136_in_ngc_2070_(captured_by_the_hubble_space_telescope).jpg


Táto hviezdokopa R136 vo Veľkom Magellanovom mraku obsahuje najťažšie známe hviezdy typu O, aké boli kedy objavené. Sú dokonca ťažšie, než je najvyšší teoretický limit hmotnosti hviezdy - 120 až 140 hmotností Slnka. Zdroj: commons.wikimedia.org


Na tvorbu planét žijú zástupcovia typu O prikrátko a navyše ich silné vyžarovanie je schopné rozprášiť protoplanetárny disk. Ostatne, keby ich aj nejaké planéty obiehali, pozemské teploty by mali na povrchoch iba tie, ktoré by boli od hviezdy omnoho ďalej než je Pluto od Slnka.


Pozrite tiež:


O spektrálnych typoch - 2. časť


O spektrálnych typoch - 3. časť