Úvodní stránka > Orion > Zrození Oriona
„Díla umění a přírody nelze zkoumat, jsou-li již vytvořena. Abychom jim alespoň trochu porozuměli, musíme je zachytit v jejich zrodu.“ (J. W. Goethe)
Robert Burnham píše ve svém obsáhlém průvodci po krásách hvězdné oblohy [1], že pohled na beztvarou masu Velké mlhobiny v Orionu (M 42) vyvolává u pozorovatelů s větší obrazotvorností představu počátečního chaosu, z něhož podle starých Řeků povstal svět. Astrofyzika v posledních dvou desetiletích ukázala, že zdaleka nejde jen o básnický obraz. Střed souhvězdí Oriona je totiž neobvyklý nejen svou krásou, ale také tím, jak názorně a přitažlivě nás může poučit o vzniku hvězd.
Ve většině souhvězdí spojuje jednotlivé hvězdy jen lidká fantazie a tradice předávaná z generace na generaci. Hvězdy, které svým rozložením na nebi připomínaly fantastické příšery, mytologické postavy či předměty denní potřeby, mají různý původ, různé stáří, a přivandrovaly do určité části hvězdné oblohy z různých koutů. U hvězd střední části Oriona to tak ale nebylo.
Až na výjimky tady najdeme jenom hvězdy bílé nebo namodralé, které podle vzhledu spektra řadíme do spektrálních tříd O a B. To jsou hvězdy velmi horké, s povrchovou teplotou 10 až 50 tisíc stupňů, hvězdy hmotné, velmi svítivé a marnotratné. Do okolního prostoru chrlí takové množství záření a dokonce i své vlastní látky, že nemohou být starší než několik milionů let [2]. To ovšem znamená, že je pozorujeme blízko míst, kde vznikly - neměly zatím dost času na to, aby se od své kolébky vzdálily.
Skupiny mladých hvězd těchto dvou spektrálních tříd, které mají společný původ a podobné stáří, se nazývají asociace OB hvězd, nebo zkráceně OB asociace. Najdeme je jen v Mléčné dráze nebo v její blízkosti. Někdy jsou nápadné i v obyčejném dalekohledu (například bohaté hvězdné pole mezi alfa a delta Persei, nádherné v triedru, je asociací Perseus OB3), většinou se však ztácejí mezi ostatními hvězdami, takže je odhalí až podrobný rozbor.
V rozsáhlém souhvězdí Oriona je takových asociací víc. Největší, nejbohatší a nejkrásnější je však asociace Orion OB1, do níž patří i Orionův pás a celý Meč i s mlhovinou M 42. Tato mladičká hvězdná pospolitost leží ve vzdálenosti 1500 světelných let od sluneční soustavy.
Asociace Ori OB1 patřila k těm, které důkladně prostudoval A. Blaauw před pětadvaceti lety [3]. Ukázal tehdy, že toto společenství se skládá ze čtyř podskupin, zřetelně oddělených v prostoru i v čase, uspořádaných od severu k jihu podle klesajícího stáří.
Nejstarší hvězdy asociace leží v její severovýchodní části - podskupina zvaná Severozápad (viz mapka) má stáří 7,9 milionu let. Ze všech podskupin je nejrozsáhlější, neobsahuje žádné hvězdy třídy O, mlhoviny ani zbytky zárodečné látky. Následující část asociace, Pás, zahrnuje i hvězdy epsilon a dzeta Ori a obsahuje už řadu nepříliš výrazných mlhovin - všechny tyto objekty mají 5,1 milionu let. Další podskupinou v pořadí je Meč - kromě Velké mlhobiny a jejího těsného okolí do ní patří hvězdy celého Orionova meče, staré 3,7 milionu let. A konečně čtvrtou, nejmladší a nejmenší částí asociace je podskupina nazývaná Trapez - kromě vlastní Theta_1 Ori však k ní patří několik stovek dalších hvězd, od jejichž zrození neuplynulo víc než asi 500 tisíc let.
V asociaci Ori OB1 tedy nacházíme udivující řád. Hvězdy začaly vznikat zhruba před osmi miliony let nejprve severozápadně od dnešního Pásu (ten tehdy samozřejmě neexistoval) a v sérii postupných vzplanutí se tento proces šířil na jih jako požár hnaný větrem. Dnes už, jak se zdá, víme proč tomu tak je. Nejdřív si však musíme odpovědět na otázku, z čeho vlastně ty stovky mladých hvězd vznikly.
Nepochybně z chladného a řídkého plynu. Není ovšem mezihvězdný plyn jako mezihvězdný plyn. Různé jeho podoby se liší svým vztahem k životu hvězd, poněkud svým chemickým složením, především však svou nápadností a fyzikálními podmínkami, které v nich panují. Exkluzivní jasné mlhoviny, jejichž barevné fotografie jsou ozdobou každé populární astronomické knihy, jsou tvořené vodíkem ionizovaným v blízkosti hmotných hvězd. Mezi tyto skvosty patří i Velká mlhovina v Orionu - rozhodně však není „chaotickým materiálem příštích sluncí“, jak si myslel William Herschel, na to je její plyn příliš horký a příliš řídký.
Fotografie Velké mlhoviny v Orionu (M42), která víc, než ostatní navozuje představu bubliny horkého plynu rozpínající se do okolního vesmíru. Publikováno se svolením autora, Roberta Gendlera, jehož stránky o astrofotografii stojí rozhodně za to navštívit.
Vedle těchto výstavních objektů je matečná látka budoucích hvězd úplnou popelkou. Je uskladněná v obřích molekulových oblacích, z nichž ty největší hravě vyváží i miliony Sluncí a jsou tam nejhmotnějšími souvislými útvary v Galaxii. Nejsou však přitom nijak nápadné - o jejich existenci neměl nikdo až do 70. let tohoto století ani tušení.
V molekulových oblacích je plyn poměrně hustý (samozřejmě jen v porovnání s ostatními podobami mezihvězdné látky), díky prachu též neprůhledný, a je tady uskladněn jako v obrovské mrazničce, při teplotě asi 10 K. Ultrafialové záření okolních hvězd nemá šanci do nitra rozsáhlých oblaků proniknout, a vzájemné srážky částic plynu nejsou nijak prudké, takže tady mohou nerušeně přežívat molekuly různých sloučenin, včetně nejjednodušších látek organických - kyanovodíku, ethanolu, formaldehydu či kyseliny mravenčí. Molekulární podobu má i vodík, kterého je tady zdaleka nejvíc. A s tím souvisí nenápadnost těchto oblaků - molekulární vodík je bohužel velmi mlčenlivý právě na těch vlnových délkách, které mají naději proniknout z hlubin oblaku ven. O jeho přítomnosti se proto dovídáme jen zprostředkovaně, pozorováním oxidu uhelnatého (většinou na vlnové délce 2,6 mm), který vodíkové molekuly provází všude, kde se vyskytnou.
V se střední části Orionu byly tímto způsobem odhaleny hned dva molekulové oblaky (viz mapka). Severní má odhadovanou hmotnost 60 tisíc, jižní pak 100 tisíc hmotností slunečních. Zdá se však, že jižní oblak byl původně o hodně větší, protože právě z něho užíraly látku postupně vznikající podskupiny asociace Ori OB1.
Molekulové oblaky se v Galaxii líně pohybují v těsné blízkosti galaktické roviny [4] a čekají na to, až je nějaký vnější popud - blízkost spirálního ramene, srážka s jiným oblakem nebo třeba výbuch supernovy - probudí k životu a vytvoří v nich zhustky natolik hmotné a husté, že se smrští ve skupinu nových těžkých hvězd. Pokud k tomu dojde, vznikají - teď už samovolně - postupně další a další podksupiny asociace, a stravují molekulový oblak, protáhlý ve směru galaktické roviny, od jednoho konce na druhý. Není přitom vůbec nadsázkou mluvit o jednotlivých hvězdných generacích, protože vznik každé další podskupiny je přímo vyvolaný hvězdami podskupiny starší.
Vznik nového pokolení hvězd vypadá schematicky takto. Jakmile hvězdy první generace, zrozené na okraji molekulového oblaku, prokouknou ze svých zámotků, začne jejich ultrafialové záření rozbíjet molekuly plynu, pak ho ionizovat a zahřívat. Kolem nově zrozených hvězd se tak vytváří rozpínající se bublina horkého ionizovaného vodíku (takzvaná oblast HII), která se snáze rozšiřuje směrem k povrchu molekulového oblaku, kde hustota klesá, a posléze horký řídký plyn vytryskne do poměrně prázdného okolního prostoru (situaci v této fázi zachycuje obrázek). Vypadá to podobně jako když z právě otevřené lahve vystříkne šumivý sekt a proto se tento jev nazývá výtrysk šampaňského. Příkladem takové podívané může být Velká mlhovina (M 42), kterou má na svědomí čtvrtá generace hvězd asociace Ori OB1.
To skutečně podstatné se však děje na opačné straně, tam, kde se oblast ionizovaného vodíku zahlubuje do molekulového oblaku. Na jejím okraji se vytváří vrstva hustšího stlačeného, neutrálního plynu, která se po určité době stává gravitačně nestabilní, vytváří se v ní zhuštěniny, které se potom drobí ve hmotné hvězdy nového pokolení.
Zpočátku jsou čerstvě zrozené hvězdy ještě zachumlané do prachových zámotků a ukryté v neprůhledné mlhovině, takže se navenek tváří jen jako téměř bodové zdroje infračerveného a radiového záření. Pátá generace asociace Ori OB1, která vznikla za Velkou mlhovinou, leží na obloze jen asi 1 úhlovou minutu severozápadně od kvartetu Trapezu. Nová podskupina má dvě jádra - jedna skupina hvězd ukrytých ještě v zárodečné látce je známá jako Becklinův-Neugebauerův objekt, hned vedle však leží druhá skupina infračervených zdrojů, nazvaná Kleimannova-Lowova mlhovina. Hvězdy, které se v těchto místech ukrývají, jsou velmi svítivé (například jen jediný bodový zdroj v BN objektu, zvaný IRc 2, vyzařuje za sekundu tolik energie jako 40 tisíc Sluncí), jsou však silně zacloněné prachem. Po několika statisících let ale hvězdy páté generace vykouknou z hustého oblaku, který je obklopuje, a vzhled jednoho z nejkrásnějších zákoutí hvězdného nebe se opět změní.
Úplně nakonec však musíme upozornit na jednu důležitou věc. Toto všechno, o čem jsme si vyprávěli, se týkalo hvězd netypických a v Galaxii vzácných. Týká se to jen hvězd hmotných, které jsou po svém zrození schopné svým zářením ionizovat ohromná množství plynu. Hvězdy podobné našemu Slunci nebo ještě lehčí, včetně červených trpaslíků (nejběžnější hvězdy v Galaxii), vznikají se zhustků v molekulových oblacích mnohem skromněji, nenápadně, a jejich zrození se výtrysky šampaňského neslaví.
[1] Burnham, R. Jr.: Burnham's Celestial Handbook, Vol. I-III, Dover Publication, Inc., New York, 1978
[2] Připomeňme, že naše hvězda, Slunce, má za sebou minulost tisíckrát delší, a hvězdy kulových hvězdokup, které pamatují počátky Galaxie, jsou 10 až 12 miliard staré.
[3] Ann. Rev. Astron. Astrophys. 2, 213, 1964
[4] Z tohoto hlediska jsou molekulové oblaky v asociaci Ori OB1 netypické, protože leží poměrně dost hluboko pod galaktickou rovinou.
Tento starší článek vyšel v seriálu Zajímavosti noční oblohy ve slovenském časopise Kozmos č. 1/1990, až bude čas tak ho postupně přepíšu, protože 18 let je přece jenom 18 let, a samozřejmě doplním novější obrázky.