Osud zajímavé hvězdy blízko centra Mléčné dráhy

V centru naší Galaxie se nachází černá díra Sagittarius A*. Astronomové tu ovšem také pozorují hvězdu, která navzdory nepříznivým podmínkám vytváří prach, ztrácí velké množství hmoty a ve své obálce uchovává i molekuly vody.

IRS3

Tato zajímavá hvězda dostala označení IRS3 a od černé díry Sagittarius A* ji na obloze dělí přibližně 0,17 parseku, tedy asi 0,55 světelného roku. Jde ovšem o zdánlivou vzdálenost, tak jak se nám jeví na našem nebi. Skutečná vzdálenost může být větší.

IRS3 je jedním z nejvýraznějších infračervených zdrojů v centrální oblasti Mléčné dráhy. Nová pozorování pomocí Vesmírného teleskopu Jamese Webba ukazují, že IRS3 je kyslíkem bohatá hvězda v pozdní fázi vývoje, označované jako AGB.

AGB

AGB je označení pro jednu z posledních fází života hvězdy podobné Slunci. Zkratka pochází z anglického názvu Asymptotic Giant Branch, což se dá do češtiny přeložit jako asymptotická větev obrů. Do této fáze se dostávají hvězdy, které nemají na začátku svého života více než zhruba osminásobek hmotnosti Slunce.

Taková hvězda tráví většinu svého života tím, že ve svém nitru slučuje vodík na helium. V této fázi se mimochodem dnes nachází i naše Slunce. Když vodík v jádře hvězdy dojde, její jádro se smrští a zahřeje, zatímco vnější vrstvy se naopak silně rozpínají. Hvězda se promění v červeného obra. Později začne ve svém středu spalovat helium a po vyčerpání tohoto paliva vstoupí do ještě pokročilejší fáze AGB, kdy se jaderné reakce už neodehrávají přímo v centru hvězdy. Uvnitř zůstává velmi husté jádro, tvořené hlavně uhlíkem a kyslíkem, zatímco energie vzniká ve dvou tenkých vrstvách kolem něj. V jedné z nich se slučuje vodík na helium, ve druhé helium na uhlík a kyslík. Tyto vrstvy nejsou zcela stabilní. Hvězda proto může pravidelně pulzovat, její povrch se rozpíná a smršťuje, mění se jasnost a do okolního prostoru uniká značné množství materiálu.

AGB hvězda vyniká svou vysokou zářivostí, a to i přesto, že je její povrch relativně chladný. Silný hvězdný vítr, který z hvězdy vychází, postupně odnáší její vnější vrstvy do mezihvězdného prostoru. Plyn se při vzdalování od hvězdy ochlazuje. V něm pak mohou vznikat molekuly i prachová zrna.

Chemie hvězdy AGB

Chemická struktura vznikajícího prachu závisí na chemickém složení hvězdy. Pokud v jejím vyvrhovaném materiálu převládá kyslík, vznikají hlavně silikátová zrna, tedy látky příbuzné minerálům, jaké nacházíme i v pozemských horninách a písku. Mohou se tu vytvářet také zrna oxidu hlinitého. Pokud převládá uhlík, hvězda produkuje jiný druh prachu, například karbid křemíku.

V závěru AGB fáze může hvězda ztrácet hmotu mimořádně rychle. Nakonec hvězda odhodí většinu své vnější obálky a kolem jejího horkého jádra vznikne planetární mlhovina. Paradoxně ovšem nemá s planetami nic společného, jedná se totiž o zářící oblak plynu. Zbytek hvězdy se postupně změní v bílého trpaslíka, malé a velmi husté těleso, které už nevyrábí energii jadernou fúzí a v průběhu dalších miliard roků může už jen pomalu chladnout.

IRS3 ve fázi AGB

Hvězda IRS3 v centru Mléčné dráhy je právě takovým objektem. Nachází se v pokročilé AGB fázi a vytváří kolem sebe obří prachovou obálku.

V případě IRS3 naznačují modely zářivost přibližně 60 000 Sluncí a efektivní teplotu asi 2 800 kelvinů. Současná hmotnost by měla odpovídat zhruba šesti hmotnostem Slunce. Hvězda je podle použitých vývojových modelů stará jen asi 72 milionů roků.

Pozorování teleskopem Jamese Webba ukázala, že její prach je bohatý na kyslík a obsahuje zejména silikáty a oxid hlinitý.

To vědce překvapilo. Dřívější data totiž zvažovala možnost, že IRS3 by mohla být hvězdou, která produkuje uhlíkový prach.

Prach a voda v obálce hvězdy

Vědci zjistili, že prachová obálka IRS3 má několik teplotních zón.

V nejvnitřnější oblasti se teplota pohybuje kolem 1 200 kelvinů. Ve vzdálenějších vrstvách klesá přibližně na 280–300, 180 a nakonec 80–100 kelvinů. Tento teplotní rozdíl umožňuje existenci různých druhů prachu v různých vzdálenostech od hvězdy.

V teplejších vnitřních oblastech může vznikat oxid hlinitý, který znáte možná jako korund s chemickým vzorcem Al₂O₃. V chladnějších částech obálky naopak převládají amorfní silikáty.

Vědci navíc objevili absorpční čáry vody v oblasti kolem 6 mikrometrů. Voda by tu měla mít teplotu kolem 700 kelvinů. Objev ale zatím není definitivně potvrzen. Pozorovaná spektra by se mohla vysvětlit také existencí amoniaku, amonných iontů nebo většími molekulami v mezihvězdném popředí. Situace bude vyžadovat další analýzu.

Minulé aktivity hvězdy

IRS3 ročně vyvrhne materiál odpovídající zhruba dvacetinásobku hmotnosti Země. Prachovou obálku IRS3 ovšem tvoří několik slupek.

Ty bližší se nacházejí přibližně ve vzdálenostech 949, 2 214 a 6 325 astronomických jednotek od hvězdy, zatímco vnější obálka sahá zhruba do 10 000 astronomických jednotek.

Pokud se materiál rozpíná rychlostí přibližně 15 kilometrů za sekundu, měl by být tento materiál starý kolem 300, 700, 2 000 a 3 200 roků.

Starší pozorování ukázala chladnější vnější skořápku přibližně ve vzdálenosti 16 000 astronomických jednotek. Při stejné předpokládané rychlosti rozpínání by tento materiál mohl být starý zhruba 5 000 roků.

Ukazuje se tedy, že i v blízkosti supermasivní černé díry může hvězda vytvářet prach, vypouštět velké množství plynu a uchovávat různé molekuly vody ve svém okolí. Možná se tu může dokonce nějakou dobu udržet i voda - i když v prostředí kolem černé díry panují extrémní podmínky.

^{Zdroj: Peißker, F., García Marín, M., Eckart, A., et al. (2026). Dust production in the harsh environment of Sgr A: MIRI/JWST observation of the O-rich asymptotic giant branch star IRS 3.* Astronomy & Astrophysics, 712, A79, Odkaz}