Desetina lithia v naší glaxii pochází z hvězdných explozí

10. 12. 2011 I když se nám to za náš krátký lidský život může zdát, hvězdy nejsou neměnné žhnoucí koule. Od svého zrodu se vyvíjí v několik různých druhů od trpaslíků až po veleobry, mají různé barvy a také zanikají několika možnými způsoby od klidného rozplynutí až po ty největší exploze ve vesmíru. Znalosti lidstva o životě hvězd se v posledních letech rozrostly jednak díky stále podrobnějšímu studiu naší vlastní hvězdy a jednak díky pozorování vzdálených hvězd stále silnějšími a přesnějšími teleskopy.

        
        Jak bude hvězda žít a jak zanikne se rozhoduje už při vzniku protohvězdy. Ta vzniká kolapsem obrovského oblaku plynů a prachu (Giant Molecular Cloud, GMC), který se vlastní gravitací smršťuje do středu, kde postupně roste tlak i teplota a vzniká rotující koule žhavých plynů, nazývaná protohvězda. Následný vývoj (hlavní posloupnost hvězdy) už závisí na množství hmoty, ze kterého protohvězda vzniká.


Hnědý trpaslík (Brown dwarf)
Hnědý trpaslík je ve skutečnosti těleso, které je na pomezí hvězdy a planety. K tomu, aby se hnědý trpaslík stal plnohodnotnou hvězdou, mu chybí termojaderná reakce v jeho nitru, nemá totiž dostatečnou masu (teplota plynů nepřesáhne potřebných 1 800 °K) na to, aby byla zažehnuta, proto se těmto objektům také přezdívá failed star (nepodařená hvězda). Jejich existence byla prokázána až v roce 1995, do té doby šlo pouze o teoretické objekty.

Hnědý trpaslík, přestože nežhne termojadernou reakcí, vyzařuje světlo, tuto energii ale získává na základě odlišného principu než hvězdy. V jeho nitru dochází k deuterickým reakcím, při kterých vzniká helium z lehkých prvků jako je lithuim, deuterium nebo bór. Tato energie vystačí ale na poměrně krátkou dobu, po kterou neustále klesá jas i teplota objektu, až vzniká zcela nezářící těleso nazývané černý trpaslík.


Červený trpaslík (Red Dwarf)
Červení trpaslíci jsou menší než Slunce, dosahují maximálně třetiny jeho masy, jsou však nejpočetnější v Mléčné dráze, do této skupiny patří až 75 % hvězd. V nitru červených trpaslíků už žhne termojaderná reakce, jejich teplota na povrchu ale dosahuje maximálně 3 500 °K. Nejbližším červeným trpaslíkem je hned naše nejbližší hvězda Proxima Centauri.

Velikost červeného trpaslíka mu neumožní zažehnout termojadernou reakci helia. Do té doby než spotřebuje všechen vodík se neustále smršťuje až z něj vznikne bílý trpaslík. Tento proces by však měl trvat delší dobu než je odhadované stáří vesmíru, žádný z červených trpaslíků tedy ještě nezanikl.


Hvězdy podobné Slunci (Star-like stars)
Naše vlastní hvězda se stala měřítkem po porovnávání všech ostatních hvězd, je stará asi 4,6 miliard let a je zhruba v polovině svého života. Teplota na povrchu Slunce dosahuje 5 800 °K a vnímáme ji jako žlutou hvězdu, i když ve skutečnosti je vyzařované světlo v zeleném spektru.

Množství hmoty, ze kterého je tvořeno Slunce mu umožní zažehnout druhou fázi termojaderné reakce, jakmile dojde ke spotřebování vodíku, začne hvězda fúzovat atomy helia a vytvářet těžší prvky jako je uhlík a kyslík. Při tomto procesu se jádro smrští a vznikne bílý trpaslík, zároveň dojde k odhození vrchních vrstev atmosféry hvězdy a hvězda se bude navenek jevit jak rudý obr, který pohltí i vnitřní planety. Odhozené horní vrstvy rudého obra budou ze středu ozařovány bílým trpaslíkem a vzniká tzv. planetární mlhovina.


Bílý trpaslík (White Dwarf)
Bílí trpaslíci jsou relativně malé hvězdy na konci svého života, nemají však dostatečnou masu pro zažehnutí termojaderné reakce uhlíku a pomalu uhasínají. Z původní hvězdy se smrští zhruba na velikost Země a vyzařují energii nashromážděnou v průběhu hlavní posloupnosti hvězdy. Kolapsu pod vlivem gravitace tělesa zabraňují elektrony, které nedovolí další smršťování hvězdy. Jakmile dojde ke spotřebování veškeré energie vzniká opět nezářící černý trpaslík.

Bílý trpaslík ale nutně nemusí být poslední fází života hvězdy, většina hvězd totiž existuje v párech nebo dokonce větších skupinách. Pokud se v blízkosti bílého trpaslíka nachází další hvězda, začne z ní nasávat materiál, který postupně zvyšuje jeho masu a umožňuje nový zážeh termojaderné reakce a vniká tzv. nova. Jakmile ale takový bílý trpaslík dosáhne zhruba 1,4 masy Slunce, dochází ke kolapsu hvězdy pod vlivem její vlastní gravitace a exploduje jako supernova typu Ia. Charakter této exploze zaručuje vždy stejnou masu, a tedy i stejnou zářivost, astronomové ji proto využívají pro určení vzdáleností ve vesmíru.


Modrý veleobr (Blue Supergiant)
Pokud hvězda ve své hlavní posloupnosti přesáhne desetinásobek masy Slunce, její povrchová teplota dosahuje 30 000 - 50 000 °K a vyzařuje bílou až modrou barvou, odtud název modrý veleobr. Díky své obrovské velikosti žijí poměrně krátkou dobu, protože rychleji spotřebují palivo ve formě vodíku. Z modrých veleobrů vychází intenzivní a rychlý sluneční vítr, který může způsobit ochladnutí hvězdy a změnu její barvy mezi modrou, žlutou a červenou.

Ve většině případů končí tyto hvězdy svůj život explozí supernovy typu II, ty menší z nich však přejdou do vzácného stavu kyslíkovo-neonového bílého trpaslíka. Po explozi supernovy zůstává na místě původní hvězdy malý objekt s nepředstavitelnou hustotou, v závislosti na velikosti původní hvězdy může jít buďto o neutronovou hvězdu nebo o černou díru. V roce 2006 byl objevena supernova Sn 2006gy, která je jednou z největších zaznamenaných explozích supernovy, podle všeho tato exploze zcela vymýtila původní hvězdu a nezůstala po ní ani černá díra.


Neutronová hvězda (Neutron Star)
V jádru masivní hvězdy probíhá termální fúze podobně jako u menších objektů, postupně ale dochází k fúzi těžších a těžších prvků až začne v jádru vznikat železo. Během několika desítek milionů let ale takto masivní hvězda kolabuje a exploduje jako supernova typu II. Po této explozi zůstane v jejím centru zbytek jádra explodující hvězdy, neutronová hvězda, která dosahuje maximálně 20 kilometrů v průměru, ale má v sobě masu 1-5 sluncí. Takto hustý materiál způsobí sloučení elektronů s jádry atomů a dává vzniknout neutronům.

Neutronové hvězdy jsou známé pod mnoha názvy, podle toho jak se projevují zde na Zemi, když je astronomové pozorují. Neutronové hvězdy rotují, mají silné magnetické pole a z jejich pólů vyzařuje radiace ve dvou intenzivních paprscích. Když jsou tyto paprsky namířené na Zemi, pozorují astronomové blikání a objekt nazývají pulzarem, neutronové hvězdy s extrémně silným magnetickým polem jsou označovány jako magnetary a rychle rotující neutronové hvězdy jsou nazývány milisekundovými pulzary. Existují další teoretické stavy neutronových hvězd jako jsou kvarkové nebo preonové hvězdy, jejich existence ale zatím nebyla potvrzena.


Černá díra (Black Hole)
Ultimátním objektem ve vesmíru je černá díra. Její hustota je tak velká, že z ní neunikne ani světlo, astronomové je pozorují pouze díky jejich vlivu na své okolí. Pokud jádro původní hvězdy po explozi supernovy přesahuje 4-5 solárních mas, vzniká černá díra hvězdné velikosti (teoreticky by mohla vzniknout také ještě kvarková hvězda, jde však pouze o teoretický objekt). V jádrech galaxií zřejmě existují také supermasivní černé díry, jejich masa se pohybuje v milionech mas sluncí. 

O černých dírách mají astronomové spoustu nepřímých důkazů, přímá pozorování zatím nejsou možná. K detekci černých děr tedy využívají například efektu gravitační čočky, nebo pozorují chování akrečního disku materiálu, který je zrovna nasáván černou dírou. V případě supermasivních děr pozorují astronomové v centrech galaxií zvláštní pohyb hvězd, který naznačuje, že rotují kolem velmi masivního objektu.


Je toho spousta, co o životě hvězd doposud nevíme. Stále se zdokonalující technologie ale astronomům umožňují nahlédnout stále hlouběji do vesmíru a poznávají stále nové druhy hvězd a další příbuzné objekty. A objevují takové hvězdy, které popírají dosavadní astrofyzikální teorie, podobně jako výše zmíněná exploze Sn 2006gy, ve které zanikla extrémně masivní hvězda bez vzniku černé díry. Podle astronomů mohly podobným způsobem zanikat první hvězdy, jejichž materiál se rozšířil po vesmíru a poprvé se tak objevily těžké prvky, které následně daly vzniknout živým organismům jako jsme třeba my.
        Více informací