Kde je intraklastrové médium v kulových hvězdokupách?

pavelkabrt Vesmír, astronomie 0 Koment.

Ron Samec, Ph. D.

(Z http://www.creationresearch.org/members-only/creation_matters/CM16%2003%… přeložil M. T. – 9/2011. Článek vyšel v Creation Matters, ročník 16, číslo 3, květen/červen 2011)

Vysvětlující poznámky Václava Dostála:

Klastr (z angl. cluster – hrozen) je nadkupa, je to velká skupina galaxií, které mají podobnost hroznu

Médium je prostředí

Interklastrové médium je prostředí mezi nadkupami galaxií

Mezigalaktický prostor je prostor mezi galaxiemi a jejich kupami, kde jsou velké „mezery“, v nichž se předpokládá vakuum, které může být vyplněno jak neznámými, tak i známými látkami (např. prach, záření=částice, vlnění). Něco podobného v malém měřítku je v naší sluneční soustavě mezi jednotlivými planetami i Sluncem, kde je téměř absolutní vakuum obsahující zmíněné látky.

_________________________________________________________________

Kulové hvězdokupy (GC) jsou početná kulovitá seskupení hvězd (obvykle o hmotnosti 50 000 až 500 000 sluncí), která obíhají kolem svých galaxií v náhodných sklonech a po excentrických drahách, které se velmi podobají drahám komet ve sluneční soustavě. Kolem galaktického disku tvoří přibližně kulový komponent zvaný halo a jde o objekty populace II s vysokou rychlostí. Objekty Pop II zahrnují novy, hvězdy typu RR Lyrae a červené obry jakož i GC. Neobklopuje je prach a plyn jako objekty populace I zaplňující galaktický disk. Jejich „metalicita“ činí méně než 1% (metalicitou rozumíme zastoupení prvků těžších než helium).

GC jsou snadno viditelné na snímcích eliptických galaxií, na kterých se jeví jako statické obrazy hvězd „rojících se“ okolo galaxie jako světlušky. Na tuhle vzdálenost samozřejmě nerozeznáme jednotlivé hvězdy, ale celé GC vidíme zřetelně. Z pozorování těchto objektů vyplývá, že jsou pravými objekty své vlastní populace. Není v nich zastoupeno intraklastrové médium (ICM), to znamená prach a plyn.

Chybějící plyn a prach

Jenže tu je ale jasný problém. Hvězdy vyfukují v průběhu svého stárnutí do okolí hvězdný vítr tvořený plyny a prachem. Proto by GC stejně jako jejich „dvojčata“, trpasličí kulovité galaxie obíhající jako průvodci své mateřské galaxie, měly nepřetržitě kupit prach a plyny z tohoto větru. ICM by se mělo hromadit v galaxii, dokud GC neprojde na své oběžné dráze rovinou galaxie. Jeden takový oběh trvá zhruba 10^8-10^9 let. Spekuluje se, že „nejsilnějším mechanizmem odstraňujícím ICM je tlak mezigalaktického prostředí při přechodu diskem.“ (Moore a Bildsten, 2011; pak otištěno v M&B). Jenže průchody diskem jsou vzdálené a je jich málo! Mezitím se ICM hromadí a většina kulových hvězdokup by měla mít spoustu prachu a plynů, v rozporu se svým statutem Pop II.

Co nám říkají pozorování? Z pozorování Spitzerova vesmírného dalekohledu v oblasti infračerveného záření vyplývá, že množství prachu je 10-100 x nižší než se očekávalo, stejně jako u jejich protějšků Pop II. M&B shrnují,

Pozorování intraklastrového média (ICM) v galaktických kulových hvězdokupách (GC) svědčí o soustavném chybění masy ICM v porovnání s hodnotami očekávanými z hromadění hvězdných větrů za dobu mezi jednotlivými průchody rovinou galaxie. Kulové hvězdokupy by měly obsahovat mnohem více prachu a plynů než skutečně ukazují pozorování. Kde je chybějící ICM v kulových hvězdokupách? M&B spekulují o tom, že kulové hvězdokupy ztrácejí své ICM působením proudů vzniklých při výbuších klasických nov v hvězdokupách.

Kde je intraklastrové médium v kulových hvězdokupách.jpg

Klasická nova je dvojhvězdou tvořenou bílým trpaslíkem (WD; pevné jádro hvězdy, která ztratila atmosféru) a normální doprovodnou hvězdou, která zaplnila svou kritickou plochu (zvanou Rocheův lalok) a tryská z ní plyn (vodík) směrem k WD. Tento proud se stáčí do spirály, vytváří disk a horkou skvrnu, jak můžete vidět na obrázku k tomuto článku. Vnitřní disk nakonec nálevkovitě vyfoukne plyn na povrch WD, kde se tenhle plynný vodík hromadí. Teplota plynu stoupá se stoupajícím tlakem a nakonec se vodík vznítí v termonukleární explozi – dojde k výbuchu novy. Toto způsobí bleskový výron proudu plynu rychlostí asi 1000 km/s. Míra četnosti výbuchů nov v GC velmi kolísá a ještě o ní moc nevíme. M&B předpokládali četnost 20/rok/10^11 hmotností slunce ve hvězdokupě. Z další studie vyplývá, že z hmotnějších hvězdokup nebude ubývat ICM tak snadno vzhledem k „neřízenému vzrůstu“ jeho množství mezi jednotlivými výbuchy nov – zdá se totiž, že popsaný mechanizmus mizení ICM funguje dobře jen v GC s nízkou hmotností. Autoři studie se ovšem nevzdávají naděje a poznamenávají, že „ICM by ovšem mohlo zmizet snadno, kdyby v GC vybuchla supernova typu Ia“.

Bavíme se zde ovšem samozřejmě o novách a nikoli o supernovách! Supernovy jsou o nějakých 11 řádů jasnější než novy a vyvrhují hmotu rychlostí 10 000 km/s! Supernovy by pomohly problém vyřešit, ale jsou skutečně velmi vzácné! Jsou 500krát vzácnější než četnost předpokládaná M&B!

Kreační perspektiva

Činí-li ICM 1/10 až 1/100 množství, které se čekalo, a mezi průchody rovinou uplyne 10^8-10^9 let, pak mohou kulové hvězdokupy existovat pouze v rozmezí 10^6-10^8 let, podobně jako je předpovídaná doba pro spirální galaxie, aby se stačily rozvinout a opět ztratit svoji „spirálovost“ (v kosmologiích počítajících s dilatací času jako je Humphreysova či Hartnettova), (Humphreys, b. d.). Je to mnohem méně než 13.7×10^9 let udávaných kosmology pro stáří vesmíru (je to 1/100 až 1/100 000 této doby!).

Jednodušší vysvětlení je, že hvězdokupy neobíhají dost dlouho na to, aby nahromadily větší množství ICM! Vesmír je mladý a jeho skutečné stáří v „pozemském čase“ činí pouze asi 7000 let.

Prameny

Humphreys, D.R. n.d. Evidence for a young world.
www.icr.org/article/1842/ (accessed 31 May
2011)
Moore, K. and L. Bildsten. 20111 Clearing the gas
from globular clusters and dwarf spheroidals
with classical novae. The Astrophysical Journal
728(2):81.

Příloha Velikost
Kde je intraklastrové médium v kulových hvězdokupách.doc 84 KB
Share on FacebookShare on Google+Tweet about this on TwitterShare on LinkedInEmail this to someonePrint this page

Komentujte

Buďte první kdo bude komentovat!

Upozornit na
wpDiscuz