Jak vznikl kompozitní snímek

Nový snímek vrství data ze tří observatoří, z nichž každá odhaluje jiné fyzikální procesy :

• Modrá – rentgenová data z Chandra X-ray Observatory: Ukazují plyn odvátý hvězdnými větry mladých hmotných hvězd a zahřátý rázovými vlnami na miliony stupňů (podobně jako sonické třesky u nadzvukových letadel) .
• Zelená – optická data z Hubbleova vesmírného teleskopu: Zachycují teplejší vodíkový plyn a jednotlivé hvězdy v mlhovině .
• Červená – infračervená data z Jamese Webba: Odhalují tisíce mladých hvězd a chladný prach, ze kterého se v budoucnu zformují nové hvězdy a planety .

V některých oblastech je modrá vrstva Chandry samostatná, jinde se překrývá s červenou Webba nebo zelenou Hubblea. V centrální oblasti se všechny tři vrstvy spojují a vytvářejí celé spektrum barev od červené po modrou . Studie také využila archivní data z vysloužilého Spitzerova teleskopu NASA .

Záhada: Chybějící rentgenová energie

Mlhovina Tarantule je jednou z nejaktivnějších oblastí tvorby hvězd v blízkém vesmíru. Ukrývá tisíce mladých hmotných hvězd, jejichž silné hvězdné větry by měly zahřívat okolní plyn na teploty, při nichž emituje rentgenové záření. Dřívější pozorování však opakovaně ukazovala, že mlhovina vyzařuje mnohem méně rentgenového záření, než předpovídají klasické modely .

Rodriguezová a její tým se rozhodli zjistit, kam tato energie mizí. Využili 2 miliony sekund pozorování Chandrou – nejhlubší rentgenový snímek 30 Doradus, jaký kdy byl pořízen – a zkombinovali ho s daty z Webba, Hubblea a Spitzera .

Tři mechanismy ztráty energie

Studie odhalila tři odlišné procesy, které odvádějí energii z horkého rentgenového plynu :

1. Únik horkého plynu

Až polovina horkého rentgenového plynu z mlhoviny zcela uniká. Plyn prosakuje skrz rozpraskané stěny bublin v plyno-prachových strukturách mlhoviny – tyto stěny nejsou dokonale utěsněné, a nejžhavější materiál tak uniká do okolního prostoru .

2. Turbulentní mísení

Chladný plyn v blízkosti stěn bublin se promíchává s horkým plynem v jejich nitru. Toto turbulentní mísení snižuje celkovou teplotu směsi, a tím i její schopnost vyzařovat rentgenové záření .

3. Tepelná kondukce

Přímý fyzický kontakt mezi horkým plynem uvnitř a chladnějším plynem v hustých stěnách způsobuje, že se teplo vede z horké oblasti do chladnější – podobně jako kovová pánev vede teplo z plotny. Tento proces vyrovnává teploty, aniž by se obě fáze plynu nutně promíchávaly, a dále odebírá energii rentgenovému záření .

Proč je to důležité pro pochopení vesmíru

Kombinace těchto tří procesů vysvětluje, proč Mlhovina Tarantule vyzařuje výrazně méně rentgenového záření, než by se od silných větrů jejích tisíců mladých hmotných hvězd dalo očekávat . Zjištění zpochybňují klasické modely, které předpokládaly, že energie z hmotných hvězd zůstává uvězněna v blízkosti hvězdokupy. Místo toho studie ukazuje, že energie uniká několika kanály – což má dalekosáhlé důsledky pro pochopení toho, jak oblasti překotného zrodu hvězd (tzv. starburst oblasti) ovlivňují své mateřské galaxie, včetně toho, jak pohánějí galaktické výtrysky a regulují tvorbu hvězd.

Mlhovina Tarantule, známá také jako 30 Doradus, je největší a nejplodnější oblastí tvorby hvězd v Místní skupině galaxií. Její relativní blízkost (160 000 světelných let ve Velkém Magellanově oblaku) z ní činí ideální laboratoř pro studium procesů, které formují galaxie v celém vesmíru.

Jak vznikl kompozitní snímek

Nový snímek vrství data ze tří observatoří, z nichž každá odhaluje jiné fyzikální procesy :

• Modrá – rentgenová data z Chandra X-ray Observatory: Ukazují plyn odvátý hvězdnými větry mladých hmotných hvězd a zahřátý rázovými vlnami na miliony stupňů (podobně jako sonické třesky u nadzvukových letadel) .
• Zelená – optická data z Hubbleova vesmírného teleskopu: Zachycují teplejší vodíkový plyn a jednotlivé hvězdy v mlhovině .
• Červená – infračervená data z Jamese Webba: Odhalují tisíce mladých hvězd a chladný prach, ze kterého se v budoucnu zformují nové hvězdy a planety .

V některých oblastech je modrá vrstva Chandry samostatná, jinde se překrývá s červenou Webba nebo zelenou Hubblea. V centrální oblasti se všechny tři vrstvy spojují a vytvářejí celé spektrum barev od červené po modrou . Studie také využila archivní data z vysloužilého Spitzerova teleskopu NASA .

Záhada: Chybějící rentgenová energie

Mlhovina Tarantule je jednou z nejaktivnějších oblastí tvorby hvězd v blízkém vesmíru. Ukrývá tisíce mladých hmotných hvězd, jejichž silné hvězdné větry by měly zahřívat okolní plyn na teploty, při nichž emituje rentgenové záření. Dřívější pozorování však opakovaně ukazovala, že mlhovina vyzařuje mnohem méně rentgenového záření, než předpovídají klasické modely .

Rodriguezová a její tým se rozhodli zjistit, kam tato energie mizí. Využili 2 miliony sekund pozorování Chandrou – nejhlubší rentgenový snímek 30 Doradus, jaký kdy byl pořízen – a zkombinovali ho s daty z Webba, Hubblea a Spitzera .

Tři mechanismy ztráty energie

Studie odhalila tři odlišné procesy, které odvádějí energii z horkého rentgenového plynu :

1. Únik horkého plynu

Až polovina horkého rentgenového plynu z mlhoviny zcela uniká. Plyn prosakuje skrz rozpraskané stěny bublin v plyno-prachových strukturách mlhoviny – tyto stěny nejsou dokonale utěsněné, a nejžhavější materiál tak uniká do okolního prostoru .

2. Turbulentní mísení

Chladný plyn v blízkosti stěn bublin se promíchává s horkým plynem v jejich nitru. Toto turbulentní mísení snižuje celkovou teplotu směsi, a tím i její schopnost vyzařovat rentgenové záření .

3. Tepelná kondukce

Přímý fyzický kontakt mezi horkým plynem uvnitř a chladnějším plynem v hustých stěnách způsobuje, že se teplo vede z horké oblasti do chladnější – podobně jako kovová pánev vede teplo z plotny. Tento proces vyrovnává teploty, aniž by se obě fáze plynu nutně promíchávaly, a dále odebírá energii rentgenovému záření .

Proč je to důležité pro pochopení vesmíru

Kombinace těchto tří procesů vysvětluje, proč Mlhovina Tarantule vyzařuje výrazně méně rentgenového záření, než by se od silných větrů jejích tisíců mladých hmotných hvězd dalo očekávat . Zjištění zpochybňují klasické modely, které předpokládaly, že energie z hmotných hvězd zůstává uvězněna v blízkosti hvězdokupy. Místo toho studie ukazuje, že energie uniká několika kanály – což má dalekosáhlé důsledky pro pochopení toho, jak oblasti překotného zrodu hvězd (tzv. starburst oblasti) ovlivňují své mateřské galaxie, včetně toho, jak pohánějí galaktické výtrysky a regulují tvorbu hvězd.

Mlhovina Tarantule, známá také jako 30 Doradus, je největší a nejplodnější oblastí tvorby hvězd v Místní skupině galaxií. Její relativní blízkost (160 000 světelných let ve Velkém Magellanově oblaku) z ní činí ideální laboratoř pro studium procesů, které formují galaxie v celém vesmíru.