Kulové hvězdokupy

Kulové hvězdokupy jsou jedněmi z nejstudovanějších, ale také nejzáhadnějších útvarů našeho vesmíru. Jedná se o těsné skupiny většího množství hvězd, které jsou vzájemně gravitačně svázány a mají podobný věk i původ. Hvězdy jsou výrazně koncentrovány do středu hvězdokupy a obklopeny tzv. korónou s výrazně nižší koncentrací hvězd.

Kulová hvězdokupa M13 v souhvězdí Herkula

Kulové hvězdokupy patří k nejstarším objektům ve vesmíru a jejich stáří dělá vrásky na tváři mnoha astronomů, kteří tyto úchvatné hvězdné ostrovy studují. A to již od roku 1665, kdy Abraham Ihle objevil první kulovou hvězdokupu nesoucí dnes označení M 22. Jejich strukturu však prvně zjistil až William Herschel v roce 1782, kdy mlhavé skvrnky rozlišil na jednotlivé hvězdy. Kulové hvězdokupy jsou jedněmi z nejstudovanějších, ale také nejzáhadnějších útvarů našeho vesmíru. Jedná se o těsné skupiny většího množství hvězd, které jsou vzájemně gravitačně svázány a mají podobný věk i původ. Hvězdy jsou výrazně koncentrovány do středu hvězdokupy a obklopeny tzv. korónou s výrazně nižší koncentrací hvězd.

Stáří kulových hvězdokup se odhaduje na nejméně 10 až 12 miliard let. Vznikaly tak v době, kdy se galaxie teprve vytvářely. Odhaduje se, že 95 % všech kulových hvězdokup vzniklo pouhou jednu až dvě miliardy let po velkém třesku.

Průměr kulových hvězdokup

Kulové hvězdokupy představují kulově symetrická seskupení hvězd, které mohou čítat tisíce až statisíce hvězd a ty největší z nich dokonce milióny hvězd a které rotují kolem gravitačního středu. V kosmických měřítcích se jedná o poměrně malé objekty, které dosahují v průměru 20 až 100 pc, jen výjimečně více a nebo méně. Jedná se tak o velice těsné soustavy hvězd, kde v krychlovém parseku lze napočítat až desítky hvězd.

Parsek (značka pc) je jednotkou vzdálenosti používanou v astronomii. Parsek vznikl spojením slov paralax sekunda. Jeden parsek je vzdálenost, ze které je vidět poloměr zemské orbity (1 AU) pod úhlem jedné vteřiny. Parsek představuje vzdálenost 3,262 l.y. (světelného roku) resp. 3,086 × 1013 km.

Profesor Vanýsek ve své knize Základy astronomie a astrofyziky (Academia, 1980) píše, že kdyby naše Sluneční soustava byla uprostřed kulové hvězdokupy, pozorovali bychom na obloze asi 50 000 hvězd jasnějších než Sírius, asi 3 000 hvězd by přezářilo Venuši a 5 až 10 hvězd by dosahovalo jasnosti měsíčního úplňku. Opravdu ohromující představa. Dané světelné podmínky by nám ale zároveň znemožnily studovat vzdálené končiny vesmíru a my vůbec nevěděli, co je to noc…

Průměrná hustota kulové hvězdokupy činí jednu hvězdu na dva kubické parseky. U centra hvězdokupy je však hustota hvězd výrazně vyšší a dosahuje až 50 hvězd na kubický parsek. Hustota hvězd v kulové hvězdokupě totiž klesá přibližně jako třetí mocnina vzdálenosti od středu. V jádrech kulových hvězdokup je tak hustota asi 100× vyšší než průměrná hustota a vzájemné vzdálenosti hvězd tady činí pouhých 50 až 60 tisíc AU (Astronomických jednotek).

Hmotnost a počty kulových hvězdokup

Hmotnosti kulových hvězdokup se pohybují v průměru okolo 3×105 MS (hmotnosti Slunce). Trpasličí kulové hvězdokupy mají hmotnost pouhých 11 000 až 18 000 Sluncí, největší pak i milióny Sluncí. Kulová hvězdokupa omega Centauri má hmotnost asi 2 milióny Sluncí a M 22 dokonce 6,7 miliónu Sluncí.

Spolu s kulovou hvězdokupou 47 Tucanae je omega Centauri nejjasnější kulovou hvězdokupou jižní oblohy, na severní obloze je nejjasnější kulová hvězdokupa M 13 v souhvězdí Herkula, která je na hranici viditelnosti pouhým okem. Již v malém hvězdářském dalekohledu je M 13 krásně vidět jako mlhavá skvrnka s patrným středovým zjasněním.

Astronomové jen v naší Galaxii napočítali rovných 160 hvězdokup (stav ke konci roku 2011), avšak předpokládají, že jich v naší Galaxii existuje okolo 600. Jedná se tak o poměrně vzácné objekty. Jednou z největších známých hvězdokup je omega Centauri o průměru asi 200 pc, nejmenší známou kulovou hvězdokupou je NGC 4717 o průměru pouhých 16 pc. Absolutní hvězdné velikosti kulových hvězdokup se sice pohybují v rozmezí pěti hvězdných tříd, zpravidla se však jejich jasnost pohybuje v rozmezí -8,3m až -9,3m.

Nejjasnějšími hvězdami v kulových hvězdokupách jsou červení nadobři a sporadicky proměnné hvězdy typu RR Lyrae. Hvězdy typu RR Lyrae přitom představují 90 % všech proměnných hvězd v kulových hvězdokupách (v průměru jich bývá kolem 20) a jen 10 % proměnných hvězd představují hvězdy typu RV Tauri, nepravidelné proměnné a nebo cefeidy, které patří k typu W Virginis. U nich neplatí jednoduchá závislost perioda-svítivost, proto nelze těchto cefeid využít k určování vzdáleností kulových hvězdokup.

V kulových hvězdokupách pak zcela chybí mladé modré a bílé hvězdy spektrální třídy OB. To proto, že kulové hvězdokupy jsou starými objekty a původně mladé hvězdy již spotřebovaly své zásoby vodíku a na HR diagramu se posunuly do oblasti červených obrů. Hvězdy v kulových hvězdokupách obsahují velice malé množství kovů, což je (spektroskopicky) nápadně odlišuje od hvězd diskové složky galaxií.

Tvary a trajektorie hvězdokup

Některé kulové hvězdokupy mají zřetelně zploštělý tvar. Asi nejvýraznějším příkladem zploštění kulové hvězdokupy je M 19 s poměrem os 6 : 10. Podle koncentrace hvězd ke středu hvězdokupy se pak kulové hvězdokupy dělí do 12 tříd I až XII, kde třída I představuje nejsilnější koncentraci hvězd do středu hvězdokupy a XII naopak nejslabší koncentraci.

Kulové hvězdokupy obíhají kolem středu Galaxie po značně protáhlých drahách a dostávají se hodně vysoko nad (pod) rovinu galaktického rovníku. Navíc se na svých drahách mohou dostat do vzdálenosti až stovek tisíc světelných let, tedy do vzdáleností větších než je průměr zářivého disku naší Galaxie, některé se pohybují až ve vzdálenosti Velkého Magellanova mračna a proto jsou některými badateli považovány za intergalaktické kulové hvězdokupy. Většina kulových hvězdokup se však koncentruje ke středu Galaxie.

Trajektorie kulových hvězdokup kolem galaktického jádra mění sklon i excentricitu, navíc interakce s galaktickým jádrem a molekulárními oblaky při průchodu galaktickou rovinou vedou k pozvolnému rozpadu (strhávání hvězd) těchto hvězdných útvarů. Astronomové předpokládají, že polovina známých kulových hvězdokup v následujících 10 miliardách let zanikne a i ty dnešní jsou jen pozůstatkem po mnohem početnější populaci.

Kulové hvězdokupy obíhají kolem středu Galaxie po značně protáhlých drahách a dostávají se hodně vysoko nad (pod) rovinu galaktického rovníku. Navíc se na svých drahách mohou dostat do vzdálenosti až stovek tisíc světelných let, tedy do vzdáleností větších než je průměr zářivého disku naší Galaxie, některé se pohybují až ve vzdálenosti Velkého Magellanova mračna a proto jsou některými badateli považovány za intergalaktické kulové hvězdokupy. Většina kulových hvězdokup se však koncentruje ke středu Galaxie.

Kulové hvězdokupy obíhají kolem středu Galaxie po značně protáhlých drahách a dostávají se hodně vysoko nad (pod) rovinu galaktického rovníku. Navíc se na svých drahách mohou dostat do vzdálenosti až stovek tisíc světelných let, tedy do vzdáleností větších než je průměr zářivého disku naší Galaxie, některé se pohybují až ve vzdálenosti Velkého Magellanova mračna a proto jsou některými badateli považovány za intergalaktické kulové hvězdokupy. Většina kulových hvězdokup se však koncentruje ke středu Galaxie.

Trajektorie kulových hvězdokup kolem galaktického jádra mění sklon i excentricitu, navíc interakce s galaktickým jádrem a molekulárními oblaky při průchodu galaktickou rovinou vedou k pozvolnému rozpadu (strhávání hvězd) těchto hvězdných útvarů. Astronomové předpokládají, že polovina známých kulových hvězdokup v následujících 10 miliardách let zanikne a i ty dnešní jsou jen pozůstatkem po mnohem početnější populaci.

Kulová hvězdokupa M15 v souhvězdí Pegas.

zdroj: Treking.cz