Je známo, že ke zrodu hvězd dochází v chladných místech obřích molekulárních oblaků. Hmotnosti hvězd jsou však mnohonásobně nižší než jsou hmotnosti jednotlivých oblaků, proces fragmentace oblaků vede ke vzniku hvězdokup. Menší, rychle se rozpadající skupiny zahrnující desítky až stovky hvězd, se nazývají OB asociace. Větší otevřené hvězdokupy zahrnující tisíce až desítky tisíc hvězd žijí déle. Kulové hvězdokupy, kterých známe v Mléčné dráze zhruba 150, jsou složeny ze stovek tisíců až miliónu hvězd. Tyto hvězdné soustavy patří k nejstarším objektům, jejichž stáří je srovnatelné se stářím samotného vesmíru. Podobně velké soustavy vznikají během srážek galaxií, což je známo např. z pozorování srážky dvojice spirálních galaxií nazvané Tykadla. Okolnosti zrodu hmotných hvězdokup jsou však zahaleny tajemstvím a jsou předmětem dohadů a polem soutěže několika alternativních teorií.

Donedávna platila představa, že kulové hvězdokup jsou jednoduché hvězdné soustavy skládající se z hvězd stejného stáří a stejného chemického složení, které je dáno skladbou mateřského molekulárního oblaku. Během posledního desetiletí bylo však nutno dosavadní představy zcela zrevidovat. Přesná fotometrická pozorování pomocí Hubblova vesmírného dalekohledu a spektroskopická pozorování pomocí VLT odhalila významné nehomogenity. Hlavní posloupnost na jejich Herzsprung-Russelových diagramech je rozštěpena, což ukazuje na přítomnost více hvězdných populací s různým chemickým složením. Protože složení hvězdných populací se liší především v produktech hoření vodíku, vyvolává to představu samo-obohacení, kdy hvězdy obohacené populace jsou následující hvězdnou generací vznikající z mezihvězdné hmoty obohacené o produkty termojaderných reakcí předchozích generací hvězd.

Hmotné hvězdy sice obohacují své okolí prostřednictvím hvězdných větrů nebo výbuchů supernov, avšak tento plyn je velmi horký (více než 1 mil. Kelvinů) a uniká rychle z prostoru hvězdokupy. Další generace hvězd z něj může vzniknout pouze tehdy, pokud je hvězdokupa schopna si plyn udržet až do jeho ochlazení. Tento zdánlivý rozpor mezi unikáním hvězdných větrů z hmotných hvězdokup a druhotnou tvorbou hvězd vysvětluje J. Palouš a R. Wünsch z AsÚ společně s G. Tenorio-Tagle z Mexika. S pomocí analytických výpočtů a hydrodynamických simulací na superpočítačích ukázali, že pokud je hvězdokupa dostatečně hmotná, dochází uvnitř hvězdokupy k velmi rychlému ochlazení horkého plynu tzv. termální nestabilitou. Dojde tak ke vzniku hustých chladnějších oblaků, které silné gravitační pole hvězdokupy udrží uvnitř.

Odpověď na otázku, jak hmotných hvězdokup se tento jev týká, záleží na řadě mechanismů, jejichž detaily zatím nejsou přesně známy. Ochlazování horkého plynu může např. velmi urychlit, pokud do něj proniknou zrnka prachu, která vznikají při explozích supernov, a postupně se v horkém plynu odpařují. Dalším důležitým procesem je promíchávání horkého plynu s chladným plynem mateřského molekulárního oblaku, který uvnitř hvězdokupy zbyl ve formě hustých vrstev a vláken. K ochlazování mohou také přispět protoplanetární disky mladých málo hmotných hvězd (podobných Slunci), které se do horkého plynu vypaří během prvních několika milionů let jejich života. I přesto, že příspěvek těchto jednotlivých procesů k ochlazování zatím není možné přesně spočítat, jejich celkový vliv je možné odhadnout z pozorování. Spektra mladých hmotných hvězdokup ve srážejích se galaxiích Tykadla a v "dýmající Doutníkové" galaxii M82 totiž ukazují, že horký plyn se chladí více než 10x rychleji, než by se dalo očekávat, kdybychom žádný z těchto procesů nevzali v úvahu.

Další důležitou otázkou je, jak se dále vyvíji husté oblaky, které vznikly uvnitř hvězdokupy termální nestabilitou. Hmotné hvězdy, které jsou v hvězdokupě přítomny prvních 40 milionů let její existence, vysílají do svého okolí velké množství UV záření, které oblaky ionizuje a ohřívá na teplotu okolo 10 000 Kelvinů. To je stále příliš vysoká teplota na to, aby z takového plynu vznikly hvězdy. Pokud se ale v oblacích nashromáždí dostatek hmoty, UV záření okolních hvězd není schopné celým oblakem proniknout, a ohřívá tak pouze tenkou povrchovou vrstvu. Vnitřek oblaku je pak před zářením stíněn (mluvíme v tomto případě o samo-stínění), a může se dále ochladit až na teplotu několika desítek Kelvinů. Tlak v takto chladném plynu je už natolik malý, že nedokáže zabránit gravitaci, aby plyn stlačila a dala tak vznik novým hvězdám. J. Palouš a kolegové spočítali, že v hvězdokupě, která má hmotnost 1 milion hmotností Slunce, může docházet k samo-stínění, a tedy i k tvorbě dalších generací hvězd, během prvních 10 milionů let života hvězdokupy.

Reference: Palouš, J., Wünsch, R. a Tenorio-Tagle, G., On the Onset of Secondary Stellar Generations in Giant Star Forming Regions and Massive Star Clusters, Astrophysical Journal 792 (2014) article id. 105, arXiv:1407.4247
Kontakt: Prof. RNDr. Jan Palouš, DrSc., palous@ig.cas.cz

Spoluautoři článku: Jan Palouš, Richard Wünsch

Převzato z webu Astronomického ústavu AV ČR.