Kulová hvězdokupa M4 - k srdci Škorpiona

Hvězdokupu nalezl švýcarský matematik a astronom Philippe Loys de Chéseaux již roku 1745 nebo 1746, a zapsal ji do svého seznamu mlhovin. Nachází se i v katalogu Abbé Lacailla z let 1751-52 pod číslem Lacaille I.9. Charles Messier hvězdokupu M4 znovuobjevil a dne 8. května roku 1764 ji zanesl do svého katalogu mlhavých objektů, stalo se tak jen pět dní poté, co objevil objekt M3. Zatímco ostatní kulové hvězdokupy pozoroval Charles Messier pomocí svých přístrojů pouze jako mlhoviny, M4 leží dostatečně blízko a je dostatečně rozptýlená, že ji již on mohl rozlišit na jednotlivé hvězdy. Objevil tak vůbec první kulovou hvězdokupu. Skutečná povaha celé řady dalších "kulových mlhovin" však zůstávala vědcům nadále skryta. Až o dvacet let později mohl William Herschel rozlišit ostatní kulové hvězdokupy Messierova katalogu.

Hvězdokupa M4 není zcela typická mesierovská kulová hvězdokupa a mezi svými soukmenovkyněmi vyniká hned v několika směrech. Předně je docela malá, její průměr dosahuje 75 světelných let a obsahuje jen něco přes 100 000 hvězd včetně asi 40 000 bílých trpaslíků. Stáří řady z nich se odhaduje na 13 miliard let, patří proto k nejstarším hvězdám v Galaxii a celém vesmíru vůbec. Jiné kulové hvězdokupy však běžně mívají průměr alespoň dvojnásobný, přičemž počet v nich ležících hvězd přesahuje půlmilionovou hranici. Kulové hvězdokupy bývají směrem k jádru velmi silně koncentrované, M4 přece jen o něco méně. Přesto se ale polovina její hmotnosti nachází v jediném procentu objemu. Samotné jádro má průměr pouze tři a půl světelného roku. V M4 známe 80 proměnných hvězd.

Hvězdokupa M4 leží asi 7 200 světelných let od nás, a tak společně s podobně vzdálenou NGC 6397 z jižního souhvězdí Oltář patří k nám nejbližším kulovým hvězdokupám. Roku 2006 byla, opět v souhvězdí Štíra, objevena slabá kulová hvězdokupa FSR 1767 (2MASS-GC04) nacházející se jen 4 900 světelných let daleko od Země. Přestože je M4 relativně blízko, není pohled na ni tak oslnivý, jak by mohl být. Její světlo je totiž silně zeslabováno velkým množstvím mezihvězdné látky, jež se nachází mezi námi a hvězdokupou, neboť M4 leží docela blízko galaktické roviny.

Roku 1987 byl právě uvnitř M4 objeven objekt PSR 1821-24. Jde o první známý milisekundový pulsar, neutronovou hvězdu, která se otočí kolem své osy asi třistakrát za sekundu, rotuje tedy desetkrát rychleji než známý Krabí pulsar v mlhovině M1. Ještě téhož roku byl poblíž centra hvězdokupy objeven ještě pozoruhodnějšíší zástupce této rodiny kosmických objektů, milisekundový pulsar PSR B1620-26.

Pulsar PSR B1620-26 tvoří společně s bílým trpaslíkem PSR B1620-26 B, který byl objeven v roce 1990, dvojhvězdu, jejíž složky oběhnou kolem společného těžiště za 191 dní. Díky gravitačnímu vlivu na obě hvězdy se později podařilo odhalit třetí těleso v této soustavě s oběžnou dobou asi sto let. Roku 2003 byla jeho hmotnost určena na dvouapůlnásobek hmotnosti planety Jupiter. Musí se tedy jednat o planetu, i ty nejmenší hvězdy, hnědí trpaslíci, mají hmotnost alespoň třinácti Jupiterů.

Planeta PSR B1620-26 c obíhá svou dvojhvězdu v obrovské vzdálenosti třiadvaceti astronomických jednotek tedy tří a půl miliardy kilometrů. Poslední planeta naší soustavy, Neptun, je od Slunce vzdálena 30 astronomických jednotek, Uran potom 19. Stáří planety PSR B1620-26 c je podobné jako stáří celé kulové hvězdokupy, tedy alespoň 12,5 miliardy let. Nejstarší známá planeta je tak téměř třikrát starší než Země. Protože je dráha planety ve velice hustých centrálních oblastech hvězdokupy dosti nestabilní, tráví patrně systém PSR B1620-26 většinu času ve větší vzdálenosti od jejího centra.

Vznik této soustavy není dosud uspokojivě vysvětlen. Jako nejpravděpodobnější se jeví dávné setkání hvězdy s planetární soustavou a dvojhvězdného systému, jehož součástí byla i stará neutronová hvězda. Druhá složka dvojhvězdy byla odmrštěna pryč a neutronová hvězda se uhnízdila vedle původního slunce v centru planetární soustavy. Když původní hvězda spálila většinu vodíku v jádře, stala se červeným obrem, mnohonásobně zvětšila svůj poloměr a její látka začala přetékat na blízkou neutronovou hvězdu. Rotace neutronové hvězdy se tím urychlila na téměř sto otáček za sekundu a vznikl milisekundový pulsar.

Obr odvrhnul své vnější slupky a z jeho vnitřních částí se stal bílý trpaslík, hvězda o velikosti menší planety, jako je například Země, zato s nepředstavitelnou hustotou. Hlavička zápalky vyrobená z elektronově degenerované látky bílého trpaslíka by vážila zhruba jeden kilogram. Hustota nejvýše třicetikilometrového pulsaru je však daleko nepředstavitelnější, v tomto případě by hlavička zápalky vážila přes dva miliony tun! Ačkoli je pulsar ve srovnání s naším Sluncem o 40 procent těžší, bílý trpaslík váží asi jako třetina Slunce a planeta je ještě 150krát lehčí, pořadí poloměrů těchto těles je je právě opačné.

Skutečnost, že planeta vznikla tak brzy po zrodu vesmíru, v době, kdy existovalo minimum prvků těžších než vodík a helium, a navíc ve velmi nestálém a pro vznik planet nevhodném prostředí kulových hvězdokup, odporuje standardnímu modelu vzniku velkých plyných planet. Ty by se měly rodit postupným nabalovaním lehčích plynů na již existující kamenná či kovová jádra.

Takovéto zárodky se však stěží mohly nacházet v protoplanetárním disku obklopujícím mladou hvězdu pouhou jednu miliardu let po velkém třesku. Tehdy nebyl ani dostatek materiálu k jejich vzniku. Pokud tedy plynné planety vznikají i přímo gravitačním smrštěním zhuštěného místa disku, je jejich vznik daleko snazší a tedy pravděpodobnější. Ve vesmíru by jich proto mělo být mnohem více, než jsme si dosud mysleli.

Článek je převzatý ze stránek Jihlavské astronomické společnosti.

Další informace v češtině:

• http://www.aldebaran.cz/bulletin/2003_48_pla.html
• http://www.vesmirweb.net/aktual.php?id=92
• http://www.zine.cz/mirror/AZOld/Astro/astro18.htm

A v angličtině:

• http://www.seds.org/messier/m/m004.html
• http://www.solstation.com/x-objects/b1620-26.htm
• http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/19/background/
• http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000ApJ...528..336F&db_key=AST&high=388e32188e13069