Nejstarší hvězda naší Galaxie. Jak se pozná stáří hvězd?

Stáří našeho vesmíru se dá určit poměrně přesně. Jak jsou na tom ale jednotlivé hvězdy? Podívejme se na triky, které používají astronomové k určení jejich stáří. (délka blogu 7 min.)

Stáří hvězdy prozradí její složení

Před pár lety objevili vědci v naší Galaxii zajímavou hvězdu. Není dokonce ani moc vzdálená, dělí nás od ní jen zhruba 6000 světelných roků. Její ovšem starší než Galaxie. Je dokonce starší, než většina hvězd ve vesmíru. Vznikla před 13,6 miliardami roků. Znamená to, že patří k prvním hvězdám, které se zažehly po velkém třesku. Stará hvězda dostala trochu krkolomné jméno SMSS J031300.36-670839.3.

Informace o jejím stáří máme z hvězdného spektra. Chybí v něm spektrální linie železa. Co má železo společného se stářím hvězd?

Železo chybí uvnitř nejstarších hvězd proto, že tehdy ve vesmíru ještě neexistovalo. První generace hvězd se tvořila z původního materiálu, který vznikl při velkém třesku. Ten se skládal zhruba ze tří čtvrtin vodíku a čtvrtiny helia. Všechny prvky, které jsou těžší než helium, vznikly spalováním vodíku nebo helia při vysokém tlaku a teplotě v jádrech těchto prvních hvězd, které byly často velice hmotné. Když na konci svého života vybuchovaly jako supernova, zamořily své okolí těžšími prvky. Ty potom nacházíme ve hmotě, ze které se formovaly další dvě generace hvězd (dnes ve vesmíru nacházíme celkem tři generace).

Nedaleká velice stará hvězda vznikla nejspíše z odpadu, který do nejbližšího vesmíru vymrštila super- nebo hypernova, která patřila k úplně prvním hvězdám ve vesmíru. Původní hypernova zkolabovala a stala se z ní černá díra. Naše nepříliš vzdálená hvězda v sobě nese prvky, které jsou těžší než helium, ale není v ní žádné železo. To totiž při kolapsu super- nebo hypernovy navždy zmizelo za horizontem událostí v centru černé díry.

Vědci si dále mohou pomoci analýzou světla této zvláštní staré hvězdy. Spektrální analýza odhaluje stupen zralosti hvězd a tím i jejich přibližné stáří. S její pomocí s dá například zjistit koncentrace radioaktivních izotopů v materiálu hvězdy. Ze známých poločasů rozpadu těchto izotopů případně při porovnání různých izotopů různých prvků se dá odhadnout stáří hvězdy.

Odhad stáří hvězdy pomocí Herztsprung-Russellova diagramu

Základem pro odhad věku hvězdy se může stát její pozice na Hertzsprung-Russellově diagramu (HR-diagram viz minulý blog).

Malé opakování – vývoj hvězdy:

Hvězdy procházejí během svého vývoje různými stádii, během kterých spalují prvky ve svém nitru pomocí termonukleární fúze. Vznikají přitom stále těžší a těžší prvky. Nejtěžším chemickým prvkem, který může touto cestou v nitru hvězdy vzniknout, je železo. Pokud bychom chtěli ze železa termonukleární fúzí získat ještě těžší prvky, museli bychom reakci dodávat energii, místo aby se při fúzi uvolňovala. Vznik prvků těžších než železo se tedy hvězdou nedá použít jako zdroj energie.

Malé opakování – pohyb hvězd v rámci HR-diagramu:

Zatímco hvězda spaluje (nejlehčí a nerozšířenější vesmírný chemický prvek) vodík na helium, nachází se na tzv. hlavní posloupnosti v HR-diagramu. Čím hmotnější je hvězda, tím výše a tím více vlevo se na diagramu nachází. 

Doba, kterou bude hvězda potřebovat pro jednotlivé druhy termonukleárních reakcí, se dá poměrně lehce vypočítat. Čím hmotnější je hvězda, tím jasnější je a tím rychleji vypotřebovává zásoby svého paliva.

Na horním diagramu vidíte na vodorovné ose rozdělení hvězd do různých spektrálních tříd (O, B, A, F, G, K, M). Horké, těžké a namodralé hvězdy typu O například setrvávají na hlavní posloupnosti jen přibližně 2 000 000 let. Hvězdy označené spektrální třídou B už na ní zůstanou 10 – 70 miliónů let. Hvězdy se spektrální třídou A mohou na hlavní posloupnosti zůstat 300 miliónů let. Ještě déle vychutnávají stabilní část svého vývoje hvězdy typu F (1,7 miliardy let) nebo hvězdy typu našeho Slunce se spektrální třídou G (7 miliard let). Nejdéle žijí stabilním životem malé hvězdy s relativně chladným povrchem spektrální třídy K (14 miliard let) a M (50 miliard let).

Jakmile hvězda vypotřebuje své původní vodíkové palivo, opouští hlavní posloupnost, červená, zvětšuje svůj objem a začne postupovat mezi rudé obry nebo veleobry (v diagramu vpravo nahoře).

Jakým způsobem tyto vědomosti pomáhají v určení stáří hvězd?

Vědci si pomáhají malým trikem. Neurčují stáří jednotlivých hvězd, ale využívají faktu, že hvězdy často vznikají ve větších společenstvích, jakými jsou například otevřené hvězdokupy. Mají stejné nebo hodně podobné složení a stáří, liší se jen svou hmotností. Na počátku existence hvězdokupy se nacházejí její hvězdy na hlavní posloupnosti, jak ale hvězdokupa stárne, začínají posloupnost postupně opouštět těžší hvězdy s vyšší povrchovou teplotou. Stačí tedy nanést hvězdy určité hvězdokupy do HR-diagramu a určit bod, ve kterém je přerušena hlavní posloupnost. Doba, kterou na ní stráví různě těžké hvězdy, je totiž známa.

Pokud se ve hvězdokupě vyskytují převážně hvězdy typu trpaslíků, je tedy zřejmé, že je útvar velice starý. Jako příklad může posloužit hvězdokupa s názvem M3.

M3 je od nás vzdálena kolem 30 000 světelných roků. Je jednou ze zhruba 150 hvězdokup v halo (obálce) naší Galaxie. Jednotlivé barvy centra hvězdokupy na obrázku nerozeznáte, ale barvy hvězd, které jsou okrajové, se dají rozeznat poměrně dobře. Naprostá většina hvězd M3 je starší než 10 miliard let.

Rotace a stáří hvězdy

Technický vývoj teleskopů umožňuje další, tentokrát hodně přesnou metodu. Využívá se při ní vztahu mezi dobou rotace, hmotností a stářím hvězdy. Rychlost rotace se v průběhu života hvězdy snižuje. Je ale také závislá na její počáteční hmotnosti. Těžké hvězdy rotují zpravidla rychleji než lehké kolegyně.

Rotaci hvězd dnes umí astronomové pozorovat například díky vesmírnému teleskopu Kepler. Skvrny, které se nacházejí na povrchu hvězdy, snižují během otočky kolem vlastní osy její jasnost. I když se jedná o velice malou změnu, dnešní technika je již schopná zaregistrovat i takové minimální změny jasnosti.

Na závěr malá hádanka: na jednom z obrázků je znázorněn HR-diagram dvou kulových hvězdokup, M67 a NGC188. Která z nich je mladší a který je starší?

Zdroje: „Calibrating a precise clock for cool stars“, Soren Meibom et al.; Nature, 2015 Soren Meibom, Harvard­Smithsonian Center for Astrophysics. NASA a Spektrum.de. https://www.youtube.com/watch?v=Yt8TLXGKiLU