Modrý obr (hyperobr) - supersvítivá a mimořádně horká hvězda

Modrý obr (hyperobr): velká, velice svítivá hvězda

Modrý obr je značně horká, těžká a neobyčejně svítivá hvězda, která svou luminositou může předčít naše Slunce (žlutý trpaslík) 10 000× a více. Pojem modrý obr však není v astronomii striktně definován a lze jej použít pro poměrně velkou škálu hvězd řadících se mezi tzv. horké hvězdy.

Obr a nebo hvězda hlavní posloupnosti?

Co to modrý obr tedy je? Ve své podstatě se jedná o "běžné" hvězdy spektrální třídy O a B a třídy svítivosti III (V ?!). Pojem modrý obr však není úplně přesný, neboť barva těchto velice svítivých a horkých hvězd je spíše modrobílá a neexistuje nějaká ostrá hranice mezi modrými (modrobílými) obry a bílými hvězdami spektrální třídy A.

Hlavní problém zařazení je v tom, že obři mají na HR diagramu svou vlastní větev (hvězdy třídy svítivosti III) táhnoucí se nad hlavní posloupností (hvězdy třídy svítivosti V). Avšak větev obrů a hlavní posloupnost jsou v pásmu O, B a částečně i A a F hvězd odděleny nejasně. Tyto dvě větve jsou zcela jasně odděleny až ve třídách K a M hvězd, kde jsou rozdíly ve svítivostech jednotlivých hvězd až v řádech 10⁵ a více.

Čtěte také: Rudý obr a nadobr, závěrečné stádium vývoje hvězd

Hlavní problém je však ten, že zatímco na větvi trpaslíků - hlavní posloupnosti (hvězdy třídy svítivosti V) dochází ze změnou spektrálního typu od B k M k výraznému poklesu svítivosti hvězd na větvi obrů (hvězdy třídy svítivosti III) dochází jen k mírným změnám svítivosti. A tak například rudý obr může mít stejnou svítivost jako modrý obr, zatímco "řádná" modrá hvězda hlavní posloupnosti bude mít mnohonásobně vyšší svítivost než žlutý trpaslík, oranžový trpaslík či červený trpaslík téže posloupnosti.

Modří obři (modré hvězdy) patří mezi hvězdy nacházející se na větvi obrů (i hlavní posloupnosti) Hertzsprungova-Russellova diagramu. Zatímco naše Slunce leží zhruba uprostřed hlavní posloupnosti HR diagramu, nacházejí se modří obři v jeho levé horní části, kde tuto hlavní posloupnost uzavírají. Jsou tak jistým protipólem červených trpaslíků, kteří hlavní posloupnost naopak uzavírají v pravém dolním rohu.

Zatímco ale červení trpaslíci patří mezi nejlehčí a nejméně svítivé hvězdy hlavní posloupnosti s poměrně nízkou povrchovou teplotou (díky které se jeví červeně), jsou modří obři jejich pravým opakem. Jsou to ty nejtěžší a nejsvítivější hvězdy hlavní posloupnosti s vysokými povrchovými teplotami.

Třídy svítivosti hvězd

K modrým obrům se obvykle (byť dosti nesprávně) v literatuře přiřazují i další modré (modrobílé) hvězdy jako jsou jasní obři či nadobři. Tyto jasné a ještě svítivější hvězdy však již leží mimo hlavní posloupnost ve větvích jasných obrů (třída svítivost II) či nadobrů (třída svítivosti I) nacházející se vpravo nad hlavní posloupností. Do tříd svítivostí určitě vnese jasno připojená tabulka:

Jasnost, teplota a svítivost modrých obrů

Za svou jistou rozmařilost modří obři platí krátkou dobou života. Na rozdíl od červených trpaslíků, kteří patří doslova mezi dlouhověké hvězdy. Tyto jasné hvězdy se ve stabilních fázích vývoje udrží pouze desítky až stovky miliónů let. Z hlediska délky lidského života je to sice velice dlouho, ale v kosmických měřítcích naopak velice krátce.

Hmotnost modrých obrů překračuje hmotnost našeho Slunce minimálně dvakrát, ty nejtěžší z nich však mohou mít i 150 násobek hmotnosti našeho Slunce. Naprostá většina modrých obrů však nepřekročí hmotnost 50 M_S. Jen pro srovnání - většina hvězd ve vesmíru má hmotnost v rozmezí od 0,3 M_S do 3 M_S.

Povrchová teplota modrých obrů se pohybuje obvykle v rozmezí 11 000 až 40 000 K (11 000 - 18 000 K u hvězd typu B a 18 000 - 40 000 K u hvězd typu O). Průměry převyšuje modrý obr průměr našeho Slunce obvykle 5× až 10×. Jen pro srovnání - rudí obři (hvězdy spektrálních tříd K a M) dosahují až stonásobku průměru Slunce.

Svítivostí předčí modří obři naše Slunce řádově 10 000×. Ti opravdu extrémně svítiví (modří nadobři) předčí svítivostí naše Slunce až 1 000 000×! V jejich nitrech totiž panuje velice vysoký tlak a teplota. Ty mají na svědomí doslova překotné termonukleární reakce, které v poměrně krátké době spotřebují zásoby vodíku takovéto hvězdy. Vodíku, který hvězda dostala do vínku ve své kolébce - molekulárním mračnu.

Díky své poměrně krátké životnosti (čím hmotnější hvězda, tím kratší doba života) patří modří obři mezi poměrně vzácný typ hvězd. Jsou mnohonásobně méně početní než například trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti jako jsou žlutí trpaslíci, oranžoví trpaslíci či červení trpaslíci.

OB asociace

Modří obři se nápadně koncentrují do poměrně malých a jasně vyhraněných oblastí, tzv. OB asociací. Tyto OB asociace se vždy nacházejí v blízkosti velkých molekulárních mračen, v nichž mladé a horké hvězdy vznikly. A proč se nacházejí modří obři v takovýchto shlucích? To proto, že za svůj krátký život se nestihli nějak výrazněji rozprchnout od místa svého zrodu (molekulárních mračen).

Ve spektrech modrých obrů se objevují neutrální čáry hélia, hélia II Pickeringovy série, čáry vícenásobně ionizovaného uhlíku, dusíku, křemíku a slabé absorpční čáry vodíku (třída O) a nebo čáry hélia a středně silné absorpční čáry vodíku (třída B).

Modří nadobři

Předěl mezi modrými obry či jasnými obry a modrými nadobry (veleobry) je ne zcela jasný a složitě se zjišťuje z jemných rozdílů ve spektrech hvězd. Pěkným příkladem je tzv. Plaskettova hvězda. Jde o těsný binární systém dvou velice svítivých hvězd spektrální třídy O s povrchovou teplotou okolo 30 000 K, svítivostí 100 000 překračující svítivost našeho Slunce (L_S) a s hmotností každé ze složek přes 50 M_S. Astronomové se dodnes přou, zda-li některá ze složek Plaskettovy hvězdy patří mezi modré nadobry (veleobry)…

Modří nadobři jsou hvězdy třídy svítivosti I a výhradně spektrálního typu O případně B9. Jejich povrchová teplota se pohybuje v rozmezí 20 000 až 50 000 K. Patří tak mezi velice horké hvězdy. Modří nadobři (veleobři) tedy mají extrémní svítivost, velkou ztrátu hmoty a jsou značně nestabilní.

Asi nejznámějším příkladem modrého nadobra je hvězda Rigel, nejjasnější hvězda v souhvězdí Orion. Hmotností převyšuje naše Slunce asi 20× a svítivostí více než 60 000×. Dalšími zástupci tohoto typu hvězd je modrobílý veleobr Deneb v souhvězdí Labutě, jedna z hvězd vytvářející vrcholy tzv. letního trojúhelníků. Dalším příkladem je Eta Canis Majoris v souhvězdí Velkého psa.

Přestože jsou modří obři a veleobři poměrně vzácní, můžeme jich na pozemské obloze vidět pouhým okem hned několik. To je dáno jejich mimořádnou svítivostí, která vyvažuje jejich handicap malé početnosti a vzdálenosti oproti jiným méně jasným typům hvězd.

Modrý nadobr dokáže syntetizovat železo

Modří veleobři (nadobři) představují předsmrtné křeče svítivých a velice hmotných hvězd, které při velice vysokých teplotách (řádově 10⁹ K) dokáží ve svých jádrech syntetizovat řadu těžkých prvků. Až po železo (Fe).

Modré veleobry čeká docela jiný konec než málo hmotné hvězdy. Na rozdíl od nich (které svůj život končí jako rudí obři a posléze bílí trpaslíci) se modří nadobři rozšoupnou podstatně více.

Modrý, žlutý a červený nadobr jako přechodné stádium před výbuchem supernovy

V samotném závěru své existence se modrý obr přesune po HR diagramu do stádia žlutého veleobra nebo dokonce žlutého hyperobra. Tyto hvězdy jsou však velice vzácné, neboť stádium žlutého veleobra trvá jen řádově 1 000 let. Hvězda pak zoranžoví a nakonec také začervená - stane se rudým nadobrem (nikoliv rudými obry jako je tomu v případě málo hmotných hvězd).

Na rozdíl od rudých obrů ale rudí veleobři hned nepohasnou. Naopak ještě zjasní a explodují jako supernova. Supernova je však již jen velice krátkou fází definitivního a neodvratného konce hvězdy, která po explozi zkolabuje buď do podoby neutronové hvězdy a nebo černé díry. Ve výjimečných případech může docházet k naprostému rozptýlení explodující supernovy II. typu.

Ve vícenásobných systémech se ale takovýto rudý veleobr může přesunout opět do stádia modrého obra či Wolf-Rayetovy hvězdy. Jejich vývoj může být tedy mnohem komplikovanější. To je však již téma pro samostatný článek.

A aby nic nebylo příliš jednoduché, výše popsané schéma vývoje modrého nadobra v rudého nadobra a následný výbuch supernovy nabourala supernova SN 1987A, která vzplanula ve Velkém Magellanovém mračně. Astronomové totiž zjistili, že předchůdcem supernovy byl modrý veleobr Sanduleak, hvězda spektrální třídy B3…

Po podrobnějším zkoumání předchůdce supernovy SN 1987A dnes vědci připouštějí, že každé stádium veleobra (hyperobra) může explodovat a stát se progenitorem supernovy II. typu. Tedy jako supernova mohou skončit i modří a nebo žlutí nadobři (hyperobři) a ne, jak se dříve usuzovalo, pouze rudí nadobři…

Pozn.: Zatímco modří nadobři dosahují nanejvýš 25násobku průměru Slunce, rudí nadobři mohou dosáhnout průměru 200× až 800× většího než kolik činí průměr našeho Slunce.

Wolf-Rayetovy

Existuje ještě jedna forma extrémně horkých (modrých) hvězd - tzv. Wolf-Rayetovy hvězdy. Tyto je však těžko zařadit do skupiny modrých obrů, neboť jejich povrchová teplota převyšuje 50 000 K a nezřídka dosahuje i 100 000 K. I jejich další fyzické vlastnosti jsou odlišné od typických modrých hvězd.

Wolf-Rayetovy hvězdy vyvrhují poměrně velké množství hmoty rychlostí okolo 2 000 km/s. Jejich hmotnosti se pohybují obvykle mezi 3 až 10 M_S, absolutní hvězdná velikost mezi 4,5^m až -6,5^m. V jejich spektrech se pozorují široké emisní čáry He I a He II, ale také uhlíku (C) a dusíku (N). Podle převahy uhlíku a nebo dusíku se Wolf-Rayetovy hvězdy dělí na uhlíkové hvězdy (WC hvězdy) a dusíkové hvězdy (WN hvězdy).

Použité zdroje

• Základy astronomie a astrofyziky; Vladimír Vanýsek, Academia 1980
• Encyklopédia astronómie, A. Hajduk, J. Štohl a kol; Obzor 1987
• Blue giant
• Blue supergiant
• Blue Supergiants

Další související články: