Objev gravitačních vln: „Bude levnější chleba?“

Padesát let po nich vědci pátrali. Před několika měsíci byly gravitační vlny jedním z pozemských detektorů skutečně zachyceny. Co si od nich vědci slibují?

Před sto lety je předpověděl Albert Einstein. Z rovnic jeho teorie vyplynulo, že hmota deformuje prostor, který se kolem ní nachází. Pokud se hmota pohybuje nestejnoměrně, je urychlována nebo zpomalována. V obou případech reaguje s prostorem kolem sebe – vytváří se vlny, které prostor deformují podobně, jako akustické vlny mění při svém pohybu hustotu vzduchu.

Už padesát let se vědci snaží o zachycení gravitačních vln. Povedlo se to poprvé loni na podzim. V polovině září zaznamenal experiment LIGO v USA zřetelný signál, který vznikl před 1,3 miliardami let při kolizi  dvou černých děr ve vzdálené galaxii. Povaha signálu naznačuje, že se nejednalo o supermasivní černé díry, které jsou součástí jader galaxií. Hmota obou objektů se odhaduje na 29a 36 hmotností Slunce.
Zachycené gravitační vlny po sto letech potvrzují další aspekt Einsteinovy teorie relativity. Jejich význam je ale daleko hlubší. Dá se srovnat s astronomickou revolucí, kterou přinesl objev prvního teleskopu.
 Chleba sice asi levnější nebude, rozhodně ne v dohledné době. Bude možná jednoho vzdáleného dne lehčí nebo těžší, pokud se lidstvo naučí gravitací manipulovat, můžeme říci s úsměvem.
Jaký je momentální a reálný přínos tohoto objevu? Co přesně nám přinese tento nový svět – svět gravitační astronomie?

Existence černých děr

Černé díry jsou velice hmotné objekty, které byly dodnes pouze logickou součástí důmyslných teorií.
 Jejich existence byla teorií předpokládána, předvídána a dokonce propočítána – díky jejich gravitačnímu vlivu na své okolí.
 Jejich existenci potvrzovala řada nepřímých pozorování . Odpovídaly mu pohyby hvězd, které se nacházejí blízko galaktického centra. Díky masivnímu gravitačnímu působení černých děr se tvořily tzv. „gravitační čočky“, které astronomie využívá k průzkumu velice vzdálených objektů. Přímo a jednoznačně se ale zatím černé díry nepodařilo pozorovat. Problém spočívá v našem přístupu k informacím o vesmíru. Zakládají se na identifikaci elektromagnetického záření  - světla, radiovln, rentgenového nebo gamazáření, apod.
Černá díra se ale (z principu věci) dá pozorovat jen velice špatně. V optické části spektra není vidět vůbec. Tyto objekty pozorujeme jen za specifických podmínek na jiných vlnových délkách.
Zachycením gravitačních vln, kterými černé díry při urychlení pohybu deformují časoprostor, se otevřely nové možnosti, nový „kanál“, kterým můžeme přijímat informace o vesmíru kolem nás. Pro pozorovaní černých děr to znamená, že lidstvo získalo první přímý důkaz jejich existence.

Pohyb rychlostí světla

Rychlost světla je v našem vesmíru limitující konstantní rychlostí. Odpovídá maximální rychlosti, kterou se může ve vesmíru pohybovat informace. Touha překonat ji, nebo jí alespoň dosáhnout, je věčným snem, kterého se lidstvo nejspíš v dohledné době nezbaví. Průzkum mechanismů, které k dosažení rychlosti světla vedou, bude mít jistě i v budoucnu vysokou prioritu. Pohybují se i gravitační vlny rychlostí světla? Odpověď na tuto otázku zatím nemáme, vědci na ní ale budou v nejbližší budoucnosti intenzivně pracovat.
Gravitační vlny, které byly zachyceny experimentem LIGO, byly výsledkem souhry náhod. Signál, který nikdo neočekával, byl detektorem identifikován během testovacího provozu. Vědci, obsluhující tento experiment, plánují cílený průzkum objektů, o nichž se domníváme, že vysílají gravitační vlny (tedy tělesa, která jsou momentálně urychlována nebo zpomalována). Budou pak porovnávat elektromagnetické signály, které objekt vyslal, s jeho gravitačními vlnami. Hlavně časová posloupnost jednotlivých pozorovaných jevů by měla dát odpověď na otázku, jak rychle se gravitační vlny vlastně pohybují.
Ale k čemu nám bude znalost rychlosti šíření gravitačních vln?
Analogicky k ostatním silám, které ve vesmíru pozorujeme, by měla být gravitace zprostředkovávána specifickým druhem částic. Dostaly jméno gravitony. Jejich vlastnosti jsou zatím neznámé – pokud se ale podaří definovat rychlost, kterou se gravitace šíří, budeme moci určit hmotnost gravitonů. Částice, které vlastní klidovou hmotnost, nemohou dosáhnout rychlosti světla. Pouze graviton, který klidovou hmotnost nemá,  by se  mohl touto limitující rychlostí pohybovat tak, jak to dělají fotony (částice, které zprostředkovávají elektromagnetickou sílu).

Vývoj vysoce precizní laserové techniky

Vedlejším produktem honby za gravitačními vlnami – je vylepšení techniky, kterou k ní vědci používají.
V minulosti se už mnohokrát ukázalo, že největšího technického rozvoje dosáhlo lidstvo tehdy, když mělo dostatek motivace. Motivací byly bohužel v minulosti nejčastěji různé konflikty a války. Pokud poskytne hledání gravitačních vln podobnou motivaci, je to podle mě možná největší okamžité a reálné pozitivum.

Důkaz kosmických strun

Kosmická struna je defekt vznikající pravděpodobně v raném vesmíru. Jde o tenkou velmi hustou trubici přibližně průměru protonu, která je buďto uzavřená nebo nekonečná. Uzavřené struny se mají tendenci vyzařovat ve formě gravitačních vln. Teorie říká, že se to bude moci pozorovat hlavně tehdy, když se tyto struny „nalomí“. Detektory jako LIGO nebo Virgo by měly umět takto vzniklé gravitační vlny objevit. Nebyl by to sice důkaz teorie strun, byl by to ale pokrok v oblasti základního výzkumu.
Vlastnosti neutronových hvězd
Neutronové hvězdy jsou pozůstatky explozí enormně masivních hvězd, které se v důsledku své obrovské gravitace zhroutily a zahustily natolik, že elektrony a protony jejich hmoty splynuly a vytvořily tak neutrony. Na jejich povrchu panuje extrémně silná gravitace, která z nich tvoří prakticky ideální koule. Přesto na jejich povrchu mohou existovat miniaturní „pohoří“, vysoká jen několik milimetrů. V souvislosti s vysokou rotační rychlostí neutronových hvězd by pak měly být tyto nerovnosti zdrojem gravitačních vln. Pokud neutronové hvězdy těmito vlnami odevzdávají část své energie, měla by se jejich rotace teoreticky zpomalovat. Zachycením jejich gravitačních vln a jejich analýzou se jistě podaří lepší náhled do fyziky těchto zvláštních hvězd.

Hvězdné exploze

Co způsobuje exploze hvězd? Zatímco se některé supermasivní hvězdy hroutí, kolabují a vytvářejí neutronové objekty, z jiných se stávají přímo černé díry. Počítačové simulace sice dokáží napodobit procesy, které v masivních hvězdách probíhají, nedokáží ale počítačový model přivést k explozi. Gravitační vlny slibují nalezení poslední části mozaiky, ze které se vývoj supertěžkých hvězd skládá. Díky jim budou moc vědci v budoucnu stávající modely vylepšit nebo zavrhnout.

Rozpínání vesmíru

Jak rychle se rozpíná náš vesmír? O tom, že k rozpínání vesmíru skutečně dochází, svědčí tzv. červený posuv u vzdálených objektů. Čím větší je vzdálenost mezi námi a těmito zdroji elektromagnetického záření, tím více je zdeformováno spektrum (rozložení jednotlivých komponent) jejich světla. Metoda, kterou konkrétní vzdálenost měříme, je založena na existenci specifického druhu supernov (typu 1a), díky kterým je možné vzdálenosti kalibrovat. Supernovy typu 1a mají totiž teoreticky identické vlastnosti. Platí to pro většinu z nich, bohužel ale ne pro všechny. Odchylky, které pak způsobují chybu v měření vzdáleností, by se mohly díky průzkumu gravitačních vln eieminovat. Gravitační vlny by se mohly stát nezávislým mediem a mohly by pomoci k přesnějšímu měření vesmírných vzdáleností. Stačily by k tomu dostatečně navzájem vzdálené detektory, které umožňují triangulaci (zaměření) zdroje gravitačních vln a z jejich síly vyplývající vzdálenost zdroje.
Od přesnějšího měření vzdáleností je pak už jen malý krok k přesnější definici rozpínání vesmíru.

Raný vesmír

Gravitační vlny by se mohly stát novým „kanálem“, díky kterému budou vědci moci nahlédnout do velice vzdálené minulosti vesmíru. Doposud bylo možno přímo pozorovat jen elektromagnetické záření, které se uvolnilo dlouho po Velkém Třesku. Díky gravitačním vlnám by se mohlo podařit přímo pozorovat následky inflační fáze – enormní expanze vesmíru, která probíhala krátce po jeho vzniku. Právě inflační fáze je jedna z nejtajemnějších jevů, které nám vesmír nabízí k prozkoumání. Rozpínání během ní probíhalo mnohonásobnou rychlostí světla a je důvodem, proč nikdy nemůžeme dohlédnout na konec vesmíru. Pozorujeme totiž vesmír pomocí světla – které je omezeno svou rychlostí, zatímco vesmír se kdysi rozpínal daleko vyšším tempem.

...?...
Velkou neznámou samozřejmě zůstávají všechny ostatní objevy, které si dnes neumíme představit.  Možná díky gravitačním vlnám objevíme nové jevy. Možná vypátráme podstatu temné hmoty, která se v našem vesmíru projevuje pouze svou gravitací.

Objev gravitačních vln otevřel dveře, kterými se nám možná povede vejít do vesmíru. Ta cesta bude nepochybně ještě dlouhá a kamenitá, zároveň ale už dnes svádí Neznámem a slibuje, že odhalí některá dosud nerozluštěná vesmírná tajemství.

Vědci poprvé zachytili gravitační vlny

Signál, na který čekali vědci téměř padesát let, a jehož zveřejnění včera nadchlo odborníky, byl zachycen už v září 2015. Paralelně ho zaregistrovaly oba LIGO-detektory v USA. 

Vědci objevili gravitační vlny, které způsobila vzdálená kolize dvou černých děr. Jev, který je vyvolal, se odehrál už před dlouhou dobou – obě černé díry se nacházejí ve vzdálenosti zhruba 1,3 miliardy světelných let. Jejich hmotnost se odhaduje na 29 a 36 hmotnosti Slunce. Splynuly do jedné větší s hmotností 62 sluncí. Zbylá energie, která odpovídá hmotě tří Sluncí, byla při této masivní katastrofě ve zlomku vteřiny vyzářena ve formě gravitačních vln.

Dvě černé díry, které krouží kolem společného těžiště. Při jejich splynutí do jednoho objektu se během krátké doby uvolní velké množství energie v podobě gravitačních vln. Zdroj: NASA, http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/images/largesize/PIA17562_hires.jpg

Poprvé v historii bylo pozorováno gravitační „zčeření“ časoprostoru na Zemi - a ne jen úbytek hmoty u vzdálené kosmické katastrofy. Před tímto objevem nebyli vědci ani moc jistí tím, že černé díry s hmotností několika desítek Sluncí reálně existují.

Gravitační vlny

Nedají se přímo porovnávat s elektromagnetickými nebo akustickými vlnami. Gravitační „vlny“ jsou pokřivením geometrie vesmírného prostoru. Předpověděl je Albert Einstein rok poté, co v roce 1915 zveřejnil svou všeobecnou teorii relativity. Jejich existence vyplývá z Einsteinových rovnic a většina vědců je v počátku považovala spíše za matematickou hříčku než za reálný jev.
Podle Einsteinovy teorie, jejíž správnost byla  v poslední stovce let mnohokrát potvrzena, se gravitační vlny při svém pohybu vesmírem  projevují deformací tří prostorových dimenzí a času. Gravitace tak podle Einsteina není pouhou silou, ale vlastností čtyř dimenzionálního systému prostoročasu.
Každá hmota deformuje prostoročas a ovlivňuje tak dráhu ostatních těles. V případě, že se hmotná tělesa urychlují, křiví nejen prostor kolem sebe, ale vysílají také speciální vln, kterým říkáme gravitační. Pohybují se rychlostí světla. Pokřivením prostoru je přitom míněn jev, při kterém se mění vzdálenosti jednotlivých bodů hmotných těles. Původně perfektně kruhový objekt mění například svůj tvar na lehce oválný, aby se pak vrátil do svého původního stavu. Tento jev se dá nejlépe přirovnat k šíření akustických vln. Ty stlačují vzduch, gravitace v určitém časovém úseku stlačuje a deformuje prostor.
Gravitační vlny mohou transportovat obrovské množství energie. Přesto jsou tyto vlny těžko prokazatelné, protože prostor je „pevný“ a na jeho pokřivení je potřeba opravdu enormní množství energie.

Druhy a vlastnosti gravitačních vln

Vlastnosti gravitačních vln (například jejich frekvence) závisí na druhu těles,  které je vyvolaly. Čím těžší je těleso, které vlny vyslalo, tím menší frekvenci mají.
Supernovy vysílají například gravitační vlny s frekvencí až 1000 Hz. Rychle rotující neutronové hvězdy, vysílají vlny s frekvencí 10 – 10 000 Hz. Systémy, které se skládají z neutronové hvězdy, která obíhá černou díru, vydávají gravitační vlny s nižší frekvencí. Ta přímo závisí na dobu vzájemného oběhu obou těles. Čím blíže obě tělesa jsou, tím vyšší frekvenci mají jejich gravitační vlny. Dvojice neutronových hvězd může zpočátku vysílat hlubší frekvence, které se postupně zvyšují až dosáhnou několika set Hz. Supermasivní černé díry, které disponují hmotami 100 000 až několik miliard Sluncí, produkují vlny v oblasti kolem milihertzu. Na podzim pozorovaný jev, při kterém se spojily dvě černé díry s hmotnostmi několika  desítek Sluncí, vyprodukovaly vlny s frekvencí pod 100 Hz.

Nepřímý důkaz gravitačních vln

První nepřímý důkaz gravitačních vln přinesli vědci už v sedmdesátých letech. Astronomové Russel Hulse a Joseph Taylor pozorovali dvě neutronové hvězdy, které kroužily kolem společného těžiště, jejichž vzájemná vzdálenost se neustále zmenšovala. Systém přitom ztrácel přesně tolik energie, kolik předpověděl ve své teorii Albert Einstein. Oba vědci dostali za svůj objev v roce 1993 Nobelovu cenu.

Přímý důkaz gravitačních vln

Z šedesátých let pochází první detektor, který měl gravitační vlny prokázat v přímém experimentu. Jeho autor, Joseph Weber, tvrdil, že vlny skutečně zachytil, výsledky jeho experimentů se ale nepovedlo duplikovat. Měření pomocí cylindrického detektoru byla později považována za chybná.
V sedmdesátých letech vědci začali konstruovat přístroje, které používaly laserové interferometry. Jsou složené ze  dvou, k sobě navzájem kolmo postavených ramen, kterými probíhá laserový paprsek. Přicházející gravitační vlny pak obě ramena deformují různým způsobem, což se projeví na laserem vysílaném paprsku a vytvoří specifický druh signálu.
Technologický skok představují experimenty, které opustí povrch Země, aby pracovaly na oběžné dráze nebo ve větší vzdálenosti od Země. Před několika měsíci odstartovala mise LISA Pathfinder, která má měřit gravitační vlny přímo ve vesmíru. Může odhalit i nízkofrekvenční signály, pocházející ze superhmotných černých děr, které se nacházejí v centrech galaxií.
Paralelně s ní pracují a jsou neustále zdokonalovány pozemské detektory LIGO v USA, Virgo v italském městě Sascina a GEO600 v německém Hanoveru.
Z principu věci se dají na pozemském povrchu zachytit signály mezi 30  3000 Hz. Jediným z experimentů,který zpracovává objekty s nízkou frekvencí gravitačních vln, je experiment „Advanced LIGO“ v USA. Umí zachytit i signál, který má méně než 100 Hz.

Jak probíhal experimentální důkaz gravitačních vln na Advanced LIGO

LiGO zahrnuje dvě observatoře. Jedna z ncih se nachází v Hanfordu, ve státě Washington. Druhá je v Livingstonu, ve státě Luisiana. Jsou tak od sebe vzdáleny 3000 kilometrů. Z porovnání gravitačních vln, které se pohybují přesně danou rychlostí (rychlostí světla), se díky rozdílnému času dopadu na oba detektory dá určit místo, odkud k nám přicházejí. Díky velké vzájemné vzdálenosti se také daří eliminovat některé lokální vlivy, které mohou experiment narušit - například vibrace a zemětřesení.
Observatoře jsou postaveny do tvaru písmene „L“. Délka jednotlivých ramen, ve kterých se pohybují laserové paprsky, je kolem 4  kilometrů. Hanfordský experiment vlastní také druhý interferometr, který je dlouhý 2 kilometry.

Schéma interferometru. Zdroj: von MOBle in der Wikipedia auf Englisch [Public domain], via Wikimedia Commons

„Máme něco jako pravý signál!“

První pozorování měla být experimentem „Advanced LIGO“ provedena 18. září. Vědci ale pozorovali dotyčný signál už 14. září. Věnovali se právě přípravám a testům, když je překvapila čistá a tak dlouho předpovídaná modulace. Mnozí z nich zprvu nevěřili, že je „pravá“ a nejedná se o součást testů.
Analyzátor signálů Marco Drago byl první,  kdo signál zaregistroval. Pracuje v německém Hanoveru, kam počítače předávají výsledky experimentů z USA. Spolu se svým kolegou, Andrewem Lundgrenem se pak snažili provolat na pracoviště LIGO do USA. Tam v té  době panovala hluboká noc, takže žádného ze svých kolegů nezastihli. Skvělou zprávu jim zprostředkovaly až hromadné emaily, které skupina vědců z Německa  rozeslala celému týmu: „Zdá se, že máme něco, co vypadá jako pravý signál.“
Díky počítačovým simulacím vědci vědí, jaký signál mají hledat. Teoretičtí fyzici a analyzátoři mohou vypočítat, co se děje při vzájemné kolizi dvou černých děr. Je proto známo, jaké gravitační vlny systém vysílá a jaké efekty pak při zachycení v pozemském detektoru vyvolají. V průběhu minulých let byly propočítány tisíce možných kosmických katastrof a definovány signatury, kterými by se měly projevit.
Oba detektory, jak v Livingstonu, tak Hanfordu (USA) zaregistrovaly stejný signál. V tomto případě odpovídal systému dvou černých děr, které kolem sebe nejprve krouží, aby pak splynuly do jednoho objektu.

Plány do budoucna

V průběhu dalších experimentů, které se mají konat v září 2016, chtějí vědci pozorovat další typické efekty. Během dalšího roku by chtěli zkoumat hmotnosti různých černých děr. V roce 2034 by měl začít pracovat vesmírný detektor eLISA. Ten bude mít jinou konfiguraci a bude se tak moci koncentrovat na měření gravitačních vln jiných těles – černých děr s tisíci nebo milióny hmotností Slunce, nebo dvojic bílých trpaslíků.

Vize budoucnosti – zachráníme civilizaci výrobou nového Slunce?

Nic ve vesmíru není neměnné. Za pár set miliónů let bude Země díky aktivitě Slunce neobyvatelná. Svítivost slunce dál poroste, naše hvězda bude daleko aktivnější – a naše civilizace nebude mít na vybranou, bude muset Zemi opustit.

Jaké kroky bude muset podniknout inteligentní civilizace, jejíž Slunce se dostalo do konečné fáze svého vývoje? Planety ve Sluneční soustavě se stanou díky záření hvězdy neobyvatelné. 

Projeví se dávná schopnost života, která nám dává možnost přežít a přizpůsobit se podmínkám okolí? Naučíme se žít v podzemí planety, která nás tak bude i nadále chránit před spalujícím a zničujícím zářením? Nebo se spíš rozhodneme opustit Zemi a odstěhovat se na jinou planetu? 

Jakákoliv odpověď na tyto otázky je pouhou spekulací. Pojďme tedy na chvíli spekulovat o tom, co se stane, až se Slunce postará o zánik naší biosféry. 

Veškeré kroky, které budou schopny naši situaci zlepšit, jsou z dnešního pohledu technicky neuvěřitelně náročné. 

Vesmírný štít

Jedním z těch jednodušších by se mohl stát oblak prachu a částic, který by lidstvo umístilo na oběžnou dráhu mezi Zemi a Slunce. Mohl se stát vesmírným štítem, který by odstínil část záření. Alespoň v počáteční době by mohl chránit pozemský povrch před zkázou. 

Jednoho vzdáleného dne ale Slunce zvětší svůj objem natolik, že všechny štíty ztratí svou funkci. Pokud bude na Zemi ještě existovat inteligentní život, bude muset planetu opustit a dopravit se do bezpečí. Kde ho nalezne? 

Najde možnost, jak osídlit měsíce vnějších, plynných planet? Nebo přesídlí do vesmírných lodí? 

Druhá varianta nejspíše vyhraje – zajišťuje totiž mobilitu pro případ, že Slunce vyčerpá i poslední zásoby paliva a vyhasne. 

Nejpozději tehdy se totiž ocitne inteligentní civilizace v problematické situaci: navzdory technickému pokroku, se kterým se dá jistě počítat, bude jistě (podobně jako my) závislá na zdrojích energie.  Za Slunce, které vypovědělo svou službu, si bude muset urychleně najít náhradu.

Cesta k nejbližší vhodné hvězdě by podsvětelnou rychlostí trvala několik desítek tisíc let. Naši nešťastnou civilizaci bude možná lákat úplně jiná možnost ...

... výroba vlastního nového Slunce.   

Hvězda typu Slunce je koule z plynu, která se formuje působením vlastní gravitace. Stlačením se plyn nahřeje tak silně, že se v jeho centru zažehne termonukleární reakce.

Kolik částic plynu bychom museli nashromáždit k výrobě nové hvězdy? Odpověď se dá odvodit z fyzikálních podmínek, které musí být dodrženy pro zdárný chod její termonukleární reakce. 

V oblaku nashromážděného plynu musí panovat tak velký tlak, že k sobě přitlačí dva protony, které se původně odpuzují (jelikož mají stejný elektromagnetický náboj). Za předpokladu, že jsou dostatečně blízko, může za pomoci tunelového efektu proběhnout jejich spojení do těžších jader.  Úspěšná je přitom jen jedna triliontina srážek. Z těchto úvah je zřejmé, že „souboj“ elektromagnetické síly a gravitace musí vyhrát druhá z nich. Počet částic,  které musíme nashromáždit, když chceme vyrobit hvědu, pak odpovídá poměru těchto sil – je to 10+54 částic, které odpovídají 10+30 g plynu (vodíku). 

Za těchto podmínek by vznikla „minimální“ hvězda. Byla by zhruba 1000x menší než Slunce. Svítila by málo, převážně jen v červené oblasti spektra. Pro naše účely by bylo zajímavější stvořit hvězdu, podobnou Slunci. Bude tedy potřeba zhruba 1000x více hmoty – 10+33 g vodíku.

Pro srovnání – je to 1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 tun. 

Jak se dá obstarat takové obrovské množství plynu? Bude to bezpochyby těžký oříšek i pro extrémně technicky vyvinutou civilizaci.  Nikde v našem okolí totiž potřebné množství vodíku nenalézáme. Budoucí inženýři budou muset sáhnout po zdrojích v mezihvězdném prostoru. Ani tam ale není hustota vodíku příliš vysoká. Nachází se tam zhruba 1 částice na krychlový centimetr prostoru. V porovnání se Zemí je to opravdu hodně málo. Hustota naší atmosféry je 10+20 částic vzduchu v jednom krychlovém centimetru.  

Dejme tomu, že budoucí civilizace ale zvládne i tento problém a nasbírá dostatečné množství vodíku. Bude ho nutno neustále chladit, jinak by se nedal stlačit. Tepelný pohyb nahřátých molekul totiž působí na plyn rozpínavě. Čím vyšší teplota, tím vyšší je i tlak v něm působící. 

Oblak hmoty nesmí ani rotovat, jinak se působením odstředivé síly zase rozletí do okolí. Nesmí v něm vzniknou ani magnetické pole, to by kolaps hmoty znesnadnilo. 

Všechny tyto překážky by se možná daly překonat. Přesto bude trvat ještě poměrně dlouho, než se hvězda vyvine a ustálí natolik, aby se stala stabilním zdrojem, který bude civilizaci zásobovat potřebným množstvím energie a záření. 

Měli bychom tedy začít s budováním nové hvězdy s patřičným předstihem.

Vlastně bychom měli začít - už dnes. 

Obávám se ale, že předtím budeme muset vyřešit problémy naší společnosti. Aby se nám nestalo, že zničíme svou civilizaci a planetu ještě dříve, než to provede našemu Slunci. 

  

Proměnné hvězdy - co dělá z obyčejné hvězdy proměnnou?

Hvězdy jsou z našeho pohledu extrémně dlouhověké objekty. Tak, jak vypadají na nebi dnes, je mohli vidět už naši předkové před stovkami a tisíci let. Jsou prototypem stálosti a stability. I mezi nimi ovšem existují výjimky. 

Na obloze se projevují změnou jasnosti, která může kolísat mezi několika dny až roky. U některých z nich jsou tyto změny doprovázeny výbuchem nebo výronem hmoty, který drasticky ovlivňuje jejich okolí. Jiné jsou naopak mírné a za jejich kolísavou jasnost může souhra s jiným vesmírným tělesem. 

Nestabilním hvězdám říkáme “proměnné”. Dají se rozdělit na dvě základní kategorie: geometrické a fyzické.

Geometrické proměnné

Změny jasnosti těchto hvězd jsou způsobeny jejich rotací. Hvězdy, které mají na svém povrchu tmavé skvrny nebo mají tvar elipsoidu vyzařují v různých fázích rotace směrem k Zemi různé množství světla, proto kolísá jasnost, kterou registrujeme teleskopem.

Jiným druhem geometrických proměnných jsou tzv. zákrytové hvězdy. Jsou to blízké dvojhvězdy, jejichž složky se během svého cyklu navzájem zakrývají. Jejich svítivost může kolísat dvěma způsoby - v závislosti na tom, jak blízko se obě součásti navzájem nacházejí.

Schema: Proměnná dvojhvězda typu Algol.

U geometrické proměnné typu Algol jsou obě hvězdy dostatečně daleko a jsou navzájem zcela oddělené. Mezi primárním (hlubším) a sekundárním (mělčím) minimem jsou období téměř konstantní jasnosti.

Schema: Proměnná dvojhvězda typu Beta Lyrae.

Hvězdy typu β Lyrae jsou zdeformované do elipsoidů. Maximum v grafu jejich svítivosti je mírně zaoblené. Obě hvězdy mají společnou plynovou obálku, ve které dochází k vzájemnému přenosu materiálu.

Fyzické proměnné hvězdy

Tyto proměnné mění svoji jasnost díky změně svých fyzických vlastností.

Může se jednat o změny v rozpínání a smršťování hvězdy, proměnu povrchové teploty i vlastního hvězdného spektra. Je jich známo okolo 40 000. Podle svého charakteru se dělí do tří kategorií.

Schema: Změna velikosti, barvy a jasnosti cefeid.

Cefeidy jsou periodicky pulzující proměnné. Jejich periodické rozpínání a smršťování je způsobeno vnitřní strukturou hvězdy (více v minulém blogu). Cefeidy mohou mít různou délku periody – od několika dní do několika set dní.

Další kategorií jsou explozivní a eruptivní proměnné hvězdy – například novy a supernovy.

Schema: Proměnná dvojhvězda, která se skládá z bílého trpaslíka a rudého obra.

Často jsou to dvojhvězdy, které se skládají ze dvou nerovných složek - bílého trpaslíka a rudého obra. Zatímco bílý trpaslík býval kdysi hmotnější hvězdou a proto prošel svým vývojem relativně rychle, je jeho společník lehčí a díky tomu žije déle v relativně nepozměněném stavu. Lehčí hvězdy totiž nespalují své palivo tak efektivně a rychle jako hvězdy hmotnější.

Bílý trpaslík je sice rozměrově nepatrný, tvoří ho ale velké množství hmoty, takže působí silnou gravitací. Přitahuje proto část plynu lehčí hvězdy. Ten se kolem bílého trpaslíka pak ukládá ve formě (akrečního) disku. V místě, kde plyn rudého obra dopadá dopadá na disk, se díky vysoké rychlosti plynu a tření uvolňuje energie a vzniká intenzivní záření. Tato oblast, která vyzařuje ultrafialového záření dostala pojmenování "hotspot".

U bílého trpaslíka se silným magnetickým polem se akreční disk nevytvoří. Plyn padá podél magnetických siločar přímo na povrch hvězdy. Přitom se uvolňuje ještě více energie a příslušný hotspot září v rentgenové části spektra.

Jasnost těchto proměnných hvězd kolísá v rozmezí 1,5 – 15 hodin. Někdy se jim říkáprotonovy, jsou totiž předchůdci tzv. nov. Ty totiž vybuchují poté, co bílý trpaslík nashromáždil příliš mnoho hmoty sesterské hvězdy, která ho následně destabilizuje.

Jiným zástupcem fyzických proměnných jsou dlouhoperiodické obří hvězdy, podobné Mira Ceti. Tito rudí obři se nacházejí na konci svého hvězdného života, jsou proto nestabilní. Jejich svítivost se mění v průběhu několika let. Je to způsobeno značným kolísáním rozměrů hvězdy. V jejich nitru se střídavě spalují vrstvy vodíku a helia.

Schema: Procesy, které způsobují pulzování rudých obrů.

Po vyčerpání vodíkového paliva v jádru se hvězda začne smršťovat. Tím se v jejím centru zvýší teplota. Zažehne další druh termonukleární reakce - spalování helia a v jádru hvězdy se začne hromadit uhlík a kyslík. Obaly hvězdy jsou přitom pořád ještě tvořeny zbytky helia a vodíku. Oba prvky se v obalu hvězdy i nadále spalují nezávisle na tom, jaké procesy probíhají v jejím jádře.

Přitom probíhá spalování vodíku a helia střídavě. Nejprve se v dané vrstvě spálí vodík a vzniká helium. S vyčerpání vodíku termonukleární reakce ustane. Brzo ale dosáhne čerstvě vzniklá heliová vrstva dostatečné teploty, která umožní spalování jejího helia na uhlík. Po jeho vyčerpání začne proces znovu od začátku – tentokrát v následující vrstvě. 

Perioda změn je u těchto hvězd díky obrovským zásobám paliva velice dlouhá, postupem času se ale urychluje.

Eruptivní proměnné hvězdy vykazují náhlé změny v jasnosti, způsobené aktivitou v jejich atmosféře. Mohou to být například erupce, jaké pozorujeme v menší míře i na Slunci. Proměny jasnosti těchto hvězd nejsou periodické.

Patří k nim například novy. Jejich nepravidelné výbuchy jsou způsobeny podobným jevem (přenosem hmoty) který dává vzniknout protonovám (viz nahoře). Poté, co bílý trpaslík přetáhl od rudého obra dostatečné množství hmoty (vodíku), zapálí se v ní termonukleární reakce, která způsobí výbuch a část tohoto nového obalu hvězdy odmrští.

Schema: Princip, jakým vzniká nova.

Dalším mechanismem jsou tzv. „flares“ – výrony hmoty, způsobené zkratem v magnetickém poli hvězdy.

Bezpochyby nejefektnějšími proměnnými hvězdami jsou výbuchy supernov, které vytváří efektní mlhoviny.

Schema: Princip vzniku supernovy typu 1a

Cefeidy – hvězdy, které lidstvu prozradily vzdálenost galaxie v Andromedě

Cefeidy jsou proměnné hvězdy, s jejichž pomocí dokážeme měřit vesmírné vzdálenosti. Ne nepodobné majákům, pomáhají naší orientaci v blízkém vesmírném okolí. Jak fungují a jak se z běžné hvězdy stane vesmírný maják?

Hvězdy, které byly podle svého prototypu delta Cephei pojmenovány cefeidiy, jsou tzv. „proměnné“. Jejich skutečná velikost a tím i zářivost se periodicky mění díky jevům, které v nich probíhají. Přitom zdaleka nejsou všechny stejně velké ani stejně zářivé. Byly pozorovány hvězdy s periodou pulzace několik dnů ale také 100 dnů. Všechny mají ale jedno společné – z trvání jejich pulzu se dá přímo odvodit jejich skutečná jasnost. A s její pomocí se dá jednoduše určit její vzdálenost. Dovolují tak měřit nekosmologické (relativně malé) vzdálenosti - například blízkých galaxií.
Patří do kategorie tzv. veleobrů, velkých jasných hvězd. Pulzování (kolísání jasnosti) cefeid činí až 1,5 magnitudy, dá se tedy velice dobře pozorovat teleskopem.
O jejich objev se zasloužila v roce 1912 Henrietta Swan  Leavitt, o které pojednával minulý blog. Objevila, že perioda, se kterou kolísá záření cefeid, závisí na jejich absolutní svítivosti. Čím vyšší svítivost, tím delší periodu jednotlivých pulzů pozorujeme.

Co způsobuje pulzování cefeid?

Proměny zářivosti cefeid jsou způsobeny tzv. Kappa-mechanismem. Při zvyšování teploty plynu se snižuje jeho průhlednost. Díky tomu se v něm hromadí záření – energie, která ho díky neprůhlednosti nemůže opustit.

Schema: první fáze mechanismu cefeid - vrstva He+ zneprůhlední. Následuje smrštění vnějších obalů hvězdy.

Cyklus cefeidy je závislý na existenci specifické vrstvy plynu - nedokonale ionizovaného helia. Helium je prvek, v jehož elektronovém obalu obíhají dva elektrony.  Ztrátou jednoho vznikne nedokonale ionizované helium (He+). Může ale také ztratit oba elektrony a vytvřit iont He++. Ve hvězdě, ze které se stane cefeida, musí být přítomna vrstva nedokonale ionizovaného helia. Při stlačení této plynové vrstvy může dojít k další ionizace He+ na He++ a nahřátí této vrstvy. To má za následek ztrátu průhlednosti.  Další záření,  které dorazí z nitra hvězdy (kde probíhá termonukleární reakce), už touto vrstvou nemůže pronikat na povrch hvězdy.
Ty části plynného obalu hvězdy, které leží nad neprůhlednou vrstvou, byly původně tlakem tohoto záření drženy v gravitační rovnováze. Teď záření chybí. Gravitace nutí tyto plynné obaly ke smršťování. Hvězda kolabuje a zmenšuje svůj poloměr.

Schema: druhá fáze cefeid - rozpínání nahřáté plynové vrstvy a její zprůhlednění. Nyní se začne rozpínat i vnější obal, který předtím kolaboval a smrštil se.

Ve vrstvě, která pulzování hvězdy způsobila mezitím vede nahromaděné záření k nárůstu teploty a k rozpínání plynu. Tím se znovu zprůhlední a dovolí záření, aby ji opustilo směrem k povrchu hvězdy. Vrchní, dosud kolabující vrstvy se nahřejí a začínají se rozpínat. Hvězda v této fázi naopak expanduje.

Schema: třetí stadium cefeidy - expandované vnější obaly se znovu smršťují a hvězda se vrací do původní podoby.

Poté, co záření vrchní vrstvy hvězdy opustilo, znovu kolabují a cefeida se smršťuje do své původní velikosti. Cyklus začíná znovu od začátku.

Jak probíhá měření vzdáleností pomocí cefeid?
Nejprve je potřeba identifikovat proměnnou hvězdu například v sousední galaxii. Delším pozorováním pak lze odvodit její perioda, se kterou pulzuje a její střední zdánlivá velikost (to znamená světlost, jakou se jeví na naší obloze).
Poté lze jednoduchou rovnicí vypočítat její absolutní (skutečná) velikost.

Z rozdílu mezi nyní už známou skutečnou velikostí a velikostí, jakou se nám jeví na obloze, lze další poměrně jednoduchou rovnicí určit její vzdálenost.

Obě rovnice obsahují konstanty, které byly odvozeny  díky kalibraci, kterou provedl poprvé v roce 1918 Harlow Shapley na observatoři Munt-Wilson. Porovnal vzdálenost cefeid s tehdy známými vzdálenostmi hvězd, získanými z měření jejich paralaxy.
Do té doby se daly měřit jen vzdálenosti u relativně blízkých objektů (do 100 světelných let). Odvodit se daly z tzv. paralaxy, zdánlivého pohybu po nebi v průběhu roku, kdy ve skutečnosti mění svou pozici jen pozorovatel, tedy naše planeta, a nikoliv blízká hvězda. U vzdálenějších objektů je paralaxa tak nízká, že přestává být rozlišitelná, proto byl rozsah těchto měření jen velice omezený.

Schema: určení paralaxy a tím i vzdálenosti blízké hvězdy.

Objev cefeid rozšířil možnosti astronomie ze zmíněných 100 světelných let na zhruba 100 miliónů světelných let. Použitelnost cefeid k určení vzdáleností hvězd omezuje předpoklad, že je vztah mezi zářivostí a periodou pulzů pro všechny hvězdy podobný.
Už v 50. letech ale zjistil Baade, že cefeidy s malou hodnotou metalicity (ty, které obsahují jen málo jiných prvků než vodík a helium) vykazují slabší zářivost, než ostatní. Rozdíl činí kolem 1,5 magnitudy. Tento jev se proto musí při výpočtu vzdáleností zohlednit.

Díky cefeidám objevil Edwin Hubble v roce 1929,

že nejasný obláček v souhvězdí Andromeda nepatří do naší galaxie.

Správně vyvodil, že nejasnou mlhovinu tvoří objekt,

který je hodně vzdálený a podobá se naší Mléčné dráze.

Znovu se tím zrelativoval náš pohled na vesmír. Země není jeho centrem. Ani Slunce, kolem kterého Země obíhá, není jeho centrem. A dokonce ani naše galaxie, Mléčná dráha, není centrem vesmíru. Ve skutečnosti je jen průměrným ostrovem hvězd, jakých je v celém vesmíru nespočet. 

Žena, která posunula hranice prozkoumaného vesmíru ze sta na 10 miliónů světelných let (Cepheidy)

Objevila existenci proměnných hvězd, kterým říkáme cefeidy a našla způsob jak je použít k určení vesmírných vzdáleností. Díky její práci se rozšířilo pásmo prozkoumaného prostoru z několika desítek na deset miliónů světelných let.

Narodila se 4. července 1868 v Lancasteru, v Massachusetts do vzdělané rodiny – její otec byl ministrem. I když to v její době nebylo samozřejmostí, dostala to nejlepší vzdělání. Navštěvovala Oberlin College a později Radcliffe College (ženskou součást Harvard University).
Už tehdy se zajímala o astronomii, i když se jí zprvu nevěnovala. Následkem těžké nemoci totiž nemohla několik let pracovat a prakticky ohluchla.

Její lásku k astronomii se ale osudové ráně zlomit nepodařilo. V roce 1893 začala zdarma pracovat pro harvardskou observatoř. Po sedmi letech ji Charles Pickering, ředitel observatoře, zařadil do svého ženského týmu, který byl na tehdejší dobu nevídaným počinem. Svědčí o tom i to, že se mu hanlivě říkalo „Pickeringův harém“.

Pickeringův harém

O jeho vzniku se vypráví krátká anekdota. Jednoho dne byl prý Pickering nespokojený s prací svých asistentů a rozkřikl se: „Tohle by zvládla lépe i moje hospodyně!“ Ať už to bylo z obdivu k talentované ženě nebo proto, že chtěl vytrestat své spolupracovníky – Pickering svou hospodyni, Williaminu Flemingovou, na univerzitě skutečně zaměstnal. S její prací byl nejspíš opravdu spokojen - postupem doby totiž svůj ženský tým rozšířil na téměř 40 žen.
Jeho členky v něm  měly status „computer“, kterým se tehdy označovaly osoby, které propočítávaly rovnice a katalogizovaly a porovnávaly výsledky měření. Hlavním důvodem, proč Pickering zaměstnal právě ženy, nebyl jistě žádný feminismus. Důvodem byla spíše výše platu, který mohl  vyplácet jen ženám. Byl  tak nízký, že by ho žádný muž neakceptoval.
Mohlo by se zdát, že mladá, navíc ještě postižená žena, před sebou nemá žádnou zvláštní kariéru. Seděla jen v kanceláři a srovnávala naměřenou jasnost hvězd.
Ve skutečnosti to bylo nejspíš její postižení, které jí při její práci přišlo na pomoc. I dnes často pozorujeme že se u lidí, kteří přišli o jeden ze smyslů, zostří některý jiný. Možná i díky svému postižení se naučila enormně koncentrovat svou pozornost na sebemenší detaily své úmorné práce.
V roce 1902 už vedla tým, který se zabýval fotometrií a porovnával hvězdné zářivosti, zachycené na fotografických deskách.

Objev cefeid

Během své kariéry objevila 2400 proměnných hvězd, většinou v Magellanových mračnech, menších galaxiích, které doprovází Mléčnou dráhu.
Byla to téměř polovina všech tou dobou známých proměnných hvězd.

Proměnné hvězdy

Dnešní věda zná několik kategorií proměnných hvězd. Některé z nich jsou dvojhvězdami a mění svou zářivost díky tomu, že se vzájemně zakrývají. Jiným k proměnlivému chování dopomáhají jevy, které probíhají v jejich nitru. Ty nejznámější z nich, cefeidy, mění svou zářivost díky tomu,  že se při spalování helia ve hvězdě vytvářejí specifické zóny, které se nahřívají a ochlazují a tím nutí hvězdu, aby měnila svou velikost a tím i celkovou zářivost.

Navíc pečlivě  srovnávala jejich chování a objevila přitom zásadní fakt, který z ní měl udělat astronomickou legendu: objevila závislost mezi periodou proměny některých hvězd a jejich svítivostí.

   Hvězdy, které díky své typické zástupkyni (delta Cephei) dostaly jméno „cefeidy“, pulsují a mění přitom pravidelně svou skutečnou svítivost. Přesto, že se nacházejí různě daleko od Země a jeví se proto více či méně jasné, dovolují nám ze své pozorované jasnosti a z periody proměny vypočítat svou vzdálenost. Staly se tak prvním pomocníkem při poznávání větších vzdáleností a skutečné struktury vesmíru.

Význam cefeid pro astronomii

Tento objev pomohl astronomům poprvé v historii určit vzdálenosti jak v naší vlastní galaxii, tak vzdálenost mezi ní a galaxií v Andromedě. Do objevu cefeid mohla astronomie ověřit jen vzdálenosti do 100 světelných let - díky jim se akční rádius rozšířil na 10 milionů světelných let. Když v roce 1920 Edwin Hubble identifikoval cefeidy v mlhovině v Andromedě, začalo být jasné, že se jedná o galaxii, podobnou Mléčné dráze. Existence dalších galaxií navždy změnila náš pohled na vesmír. Dnes víme, že obsahuje obrovské množství těchto vesmírných ostrovů.
V roce 1929 odhalil Edwin Hubble v neposlední řadě také díky cefeidám rozpínání vesmíru.

Uznávaná osobnost s velkou dávkou smůly

Spolu s Pickeringen pak objevitelka cefeid rozpracovala harvardský standart pozorování hvězd pomocí fotometrie a fotografických desek. Pro harvardskou observatoř pracovala do konce svého života.
Nikdy se nedočkala Nobelovy ceny.
Připadla namísto tomu Edwinovi Hubble, i když k jeho cti musíme dodat, že se nikdy netajil tím, že by jí tato prestižní cena rozhodně příslušela.
Na Nobelovu cenu byla navržena až v roce 1924. Návrh však musel být stažen.

Ukázalo se, že skromná Henrietta Leavitt už v roce 1921 zemřela na rakovinu, aniž by to tehdejší širší vědecký svět zaregistroval.

Její jméno dnes nese v roce 1973 objevený asteroid 5383 a jeden z kráterů na Měsíci.

Osud vesmíru

Jak se bude náš vesmír vyvíjet v blízké a vzdálené budoucnosti? Jakým směrem se bude ubírat osud galaxií? Vesmír bude umírat pomalu a … potmě.

Galaxie jsou vesmírné ostrovy hmoty, ve kterých z mezihvězdného plynu neustále vznikají a zanikají hvězdy a planety. Jsou usazeny uprostřed shluků tzv. „temné hmoty“, která je k sobě kdysi přitahla a pomáhá je svou gravitací udržet pohromadě.

 Složení původního mezihvězdného plynu

Původní vesmírný mezihvězdný plyn se skládá převážně z vodíku a helia. Tyto dva nejlehčí chemické prvky vznikly v prvních fázích existence našeho vesmíru. Zhušťováním tohoto plynu se pak tvořily první generace hvězd. Spalovaly vodík na helium a později ve svých jádrech vytvářely i těžší chemické prvky.
Hvězdy různých kategorií a velikostí prožívaly své kariéry, které skončily stádiem bílého nebo hnědého trpaslíka, neutronové hvězdy, nebo (v extrémním případě) jako stelární černé díry. Před koncem svého života tyto hvězdy zpravidla stačily obohatit mezihvězdný prostor o část své původní hmoty i o prvky, které vznikly v průběhu jejich života v jejich nitrech.
Díky tomuto procesu ve vesmíru neustále ubývá vodík a helium a přibývají těžší chemické prvky.
Velké a hodně masivní hvězdy spalují vodík a helium daleko rychleji a efektivněji než menší exempláře, žijí tedy kratší dobu. Naopak lehčí hvězdy, například s 1/10 hmoty Slunce čeká až 100x delší kariéra, než jakou zažije naše Slunce.

Budoucnost vesmíru 

Budoucnos vesmíru bude podílet především temná energie – tajemná síla, o které zatím nemáme téměř žádné informace. Jediné, co o ní víme - je to síla, která urychluje jeho rozpínání.
Zatímco sousední galaxie letí vesmírem směrem k nám, vzdálené objekty, které pozorujeme pozemskými teleskopy, se pohybují výhradně směrem od nás. První jev (přibližování objektů) způsobuje gravitace, která působí na blízké galaxie a v budoucnu je promísí s tou naší. Druhý jev (vzdalování objektů) je o to intenzivnější, oč vzdálenější je pozorovaná galaxie. Ta se ve skutečnosti nepohybuje z místa na místo, jak by se mohlo zdát, na vině jejího vzdalování je  prostor, který se rozpíná a neustále zvětšuje. Podobně by se od sebe vzdalovaly hypotetické židle v hypotetické místnosti, kdyby mezi nimi vznikaly na podlaze stále nové a nové dlaždice, které by místnost zvětšovaly.

Vesmír  se vyprázdní

Zásluhou tohoto jevu (rozpínání vesmíru) se dostává více a více galaxií vně kosmologického horizontu pozorovatelnosti – pomyslné hranice, která nás dělí od té části vesmíru, která se od nás vzdaluje tak rychle, že ani rychlost světla s tímto vzdalováním neudrží krok. Za tímto horizontem pro nás zmizí po uplynutí 2 bilionů let také téměř všechny galaxie, které dnes pozorujeme. Pokud v té době bude existovat inteligentní život, bude se mu zdát, že celý vesmír se skládá jen z objektů, které dnes pozorujeme jako místní kupu galaxií.
Konec éry hmoty
Stadium, ve kterém se dnes vesmír  nachází, nazýváme "éra hmoty". Podívejme se do daleké budoucnosti, do doby, ve které bude všechno trochu jinak.
Od velkého třesku uplynulo 1000 bilionů let. Téměř všechna hmota vesmíru mezitím prošla v galaxiích různými stadii vývoje hvězd. Na jeho konci se v galaxiích nachází několik typů objektů, které byly dříve zářícími hvězdami.

Nejmenší a nejlehčí hvězdy, tzv. „hnědí trpaslíci“ nikdy neměly dostatek hmoty na to, aby zažehly termonukleární reakci. V jejich jádře sice může dočasně probíhat syntéza helia z deuteria (těžkého vodíku), ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze těžších prvků z (běžného) lehkého vodíku. Hnědí trpaslíci mění své složení jen velmi pozvolna, mají tedy dlouhou životnost, která jim umožňuje přetrvávat ve stejném stavu i ve velmi vzdálené budoucnosti.

Kromě nich se v galaxiích nacházejí tzv. „černí trpaslíci“ – objekty, které vznikly vychladnutím tzv. bílých trpaslíků, zbytků explozí středně velkých hvězd (například Slunce).

Další komponentou budoucích galaxií jsou vychladlé neutronové hvězdy, zbytky vývoje hmotných hvězd. Výčet doplňují černé díry, výsledky vývoje extremně hmotných hvězdných objektů. Kromě pozůstatků minulých hvězd se tu nacházejí samozřejmě i jejich bývalé planety, pokud se jim podařilo přežít závěrečné gigantické exploze, kterým jejich centrální hvězda prošla na konci svého vývoje.
Většina hmoty se v této fázi vývoje vesmíru nachází ve formě degenerovaného plynu – v černých trpasličích hvězdách a v neutronových hvězdách – odtud název „éra degenerované hmoty“.

Degenerovaná hmota má tak vysokou hustotu, že se její fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností normální hmoty. Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu například nezávisí na teplotě, ale jen na jeho hustotě, t. j. od počtu částic v jednotkovém objemu. Hustota, při které se plyn degeneruje, závisí od hmotnosti částic plynu: Čím je hmotnost částic vyšší, tím vyšší hustota podmiňuje vznik degenerovaného plynu. Při hustotách okolo 5000 g.cm−3 nastává degenerace elektronového plynu (elektronová degenerace), která se vyskytuje např. v bílých trpaslících. Při hustotách okolo 1 000 000 000 000 g.cm−3 nastává degenerace neutronového plynu (neutronová degenerace), vzniklého "vtlačení" elektronů do jader atomů, čím se v jádrech atomů mění protony na neutrony. Tento stav degenerovaného plynu se vyskytuje v neutronových hvězdách.

O úklid se v galaxiích postará gravitace

Zbytky hvězd, které se i v této době pohybují galaxií na svých původních oběžných drahách, se občas dostávají do vzájemné blízkosti. Fyzikální zákony způsobí, že ty lehčí budou při vzájemných setkáních statisticky spíše urychlovány, budou opouštět galaxie a dostávat se do volného mezihvězdného prostoru. Těžší objekty se při setkání naopak zpomalí. Menší oběžná rychlost bude mít za následek změnu jejich oběžné dráhy. Ta je teď dříve nebo později přivede do centra galaxie, kde skončí svou existenci pádem do supermasivní černé díry.
Poslední šance pro život, jak ho známe
Část hnědých trpaslíků, velice lekhkých hvězd, které v galaxiích "zbyly" z dřívějších dob, teď dostane šanci na další vývoj. Jakkoliv jsou jejich vzájemné srážky nepravděpodobné, přesto se budou konat. Postarají se o vznik posledních, „skutečných“ hvězd. Kolizí dvou malých hnědých trpaslíků může dokonce vzniknout i hvězda typu našeho Slunce, která dokáže vyvinout svůj vlastní planetární systém.
Běžná galaxie bude schopna vyprodukovat odhadem 1000 takových hvězd. Budou existovat dostatečně dlouhou dobu na to, aby se na jejich planetách, stejně jako tomu bylo kdysi na Zemi, vyvinul inteligentní život.

Z pohledu tamních astronomů bude noční nebe téměř prázdné a beze hvězd. Vesmír, který budou pozorovat jejich vědci,  bude díky neustále probíhajícímu rozpínání časoprostoru jiný než ten, který pozorujeme dnes. Vzdálenosti mezi galaxiemi budou daleko větší než dnes a viditelná část vesmíru jich bude obsahovat daleko méně, než je tomu nyní.

Viditelná část vesmíru je ohraničená tzv. „horizontem událostí“. Horizont událostí je ta část prostoročasu, která pro daného pozorovatele vymezuje oblast, ze které ho nemůže dosáhnout žádné elektromagnetické záření (světlo). Díky neustálému a rovnoměrnému rozpínání prostoročasu se od nás vzdalují objekty tím rychleji, čím vzdálenější jsou. Je to způsobeno tím, že mezi námi a daným objektem neustále a stejnoměrně vzniká nový prostor. Následkem rozpínání jsou pak od nás velice vzdálené oblasti odnášeny rychlostí, která překračuje rychlost světla. Nikdy už o nich nezískáme žádné informace, ty se totiž mohou pohybovat právě jen maximální rychlostí – světelnou. Tyto oblasti prakticky zmizely z našeho (nám dostupného) vesmíru, ztratily se za horizontem událostí. 

V centru galaxií objeví budoucí hypotetická inteligentní civilizace supermasivní černé díry. Vznikly kdysi při kolizích galaxií a při dalších kolizích se neustále zvětšovaly. Vesmírná hmota, která se dostane do jejich blízkosti, tvoří rotující disk, nahřátý na několik milionů stupňů. Tvoří tak nepřehlédnutelný highlight v jinak tmavém a netečnému vesmíru.
Bude to trvat zhruba 10+24 až 10+30 let, než černé díry uprostřed galaxií pohltí veškeré hvězdy, které se předtím nestihly vzájemným gravitačním působením katapultovat do mezihvězdného prostoru.

Rozpad protonů

Protony jsou elementární částice, které se vytvořily krátce po velkém třesku z tehdy existující kvark-gluonové kaše. Teorie, která vysvětluje jejich vznik, předpokládá také jejich rozpad. Protony jsou sice velice stabilní částice, ale nejsou „nesmrtelné“. Vědci odhadují jejich životnost na 10+33 – 10+37 let.
Kdyby mělo skutečně dojít k rozpadu protonů,  „rozpustí“ se i veškerá baryonická (zářivá) hmota vesmíru. Přestanou existovat všechny zbytky planet i hvězd. Ve vesmíru zbude jen jeden druh objektů – černé díry.
V případě, že z nějakého důvodu rozpad protonů nenastane, ovlivní budoucnost vesmíru tzv. „kvantově-tunelový efekt“. V průběhu nekonečných 10+1500 let promění veškerou baryonickou hmotu na železo. Stejný efekt pak povede k přeměně železa na neutronové hvězdy a černé díry.

Éra černých děr

Tak nebo tak – jedno dne ve velmi vzdálené budoucnosti se nachází ve vesmíru už jen početné černé díry. Část z nich pochází z explozí supermasivních hvězd, zatímco druhá část leží uprostřed bývalých galaxií a disponuje mnohokrát vyšší hmotou než předchozí druh.
Ani černé díry ale nežijí neomezeně dlouhou dobu. Americký vědec Stephen Hawking objasnil mechanismus, který vede k tzv. „vypařování“ a tím i jejich zániku.

Vakuum vesmíru není inaktivní. Neustále v něm vznikají páry částic a antičástic, kterým říkáme virtuální, protože se prakticky okamžitě znovu spárují, takže se ničím neprojevují. Pokud tyto částice vzniknou na okraji černé díry a jedna z nich podlehne její gravitaci, stane se z druhé částice reálná hmota s reálnou hmotností a impulsem. Protože ale ve vesmíru energie nevzniká ani nezaniká, musí výsledná hmota a impuls někde chybět. Chybí – v černé díře. Mechanismus dostal název Hawkingovo záření. Čím lehčí černá díra, tím rychleji se tímto způsobem vypařuje.
Stelární černé díry jsou schopny se takovýmto způsobem vypařit během 10+67 let. Supermasivní černé díry v centrech bývalých galaxií budou potřebovat zhruba 10+100 let.

Éra temna

Po vypaření poslední černé díry se vesmír ponoří do tmy. Pokud nedojde předtím k rozpadu protonů, budou se ve vesmíru nacházet jen jednotlivé, izolované železné nebo neutronové objekty. Rozpínání časoprostoru mezitím totiž pokročilo do té míry, že se všechny objekty navzájem dostaly za hranici viditelnosti.
Fotony mění díky rozpínání vesmíru svou vlnovou délku a ztrácejí energii. Ve vzdálené budoucnosti jejich vlnová délka přesáhne vzdálenost vesmírného horizontu, takže prakticky přestanou existovat.
Vesmír se tak dostane do stavu, který vědci nazývají tepelnou smrtí, který ale nemusí být nutně jeho koncem.

… a ještě jednou od samého začátku

Některé teorie totiž připouštějí možnost vzniku tzv. „falešného“ vakua, stavu, který se nápadně podobá Velkému Třesku. Expandující časoprostorová bublina by mohla naplnit prostor novým zářením, mohla by dát vzniknout novým fyzikálním konstantám a tím i novému vesmíru.
Spontánní vznik nového vesmíru z fluktuací vakua předpověděla teorie pro neuvěřitelně vzdálenou dobu 10+1056 let.

Pro názornost: je to
1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000  let.

Galaktické příběhy – v centru čeká černá díra

Některá galaktická centra září více, než všechny hvězdy galaxie dohromady. Uprostřed ostrova hvězd, plujícího osamělým vesmírem, čeká na astronomy fascinující a tajemný objekt, fungující podle zákonů, které jsou našemu světu cizí.

Běžná galaxie má tvar velkého plochého disku se silnější středovou oblastí. V ní leží tzv. jádro, které září intenzivněji, než její okrajové oblasti. Nacházíme v něm nejvyšší koncentraci hvězd.
Některá galaktická jádra ale září tak silně,  že svou intenzitou překryjí signál celé galaxie. Tak silně, že se to nedá vysvětlit ani případnou extrémně vysokou koncentrací hvězd. Jaké procesy jsou za tento jev zodpovědné?

AGN – active galactic nuclei

První zvláštní objekty, které které vyzařovaly enormní množství energie, byly nalezeny už před sto lety. Rozvoj radioastronomie nechal jejich počet po druhé světové válce narůst na několik desítek až set tisíc. Měly různé vlastnosti, které na první pohled vylučovaly, že by se mělo jednat o stejný typ objektů. Vědci je proto nazývali různými jmény - blasary, kvazary, radiogalaxie nebo seyfertovy galaxie.

Akreční disk

je disk, vytvořený z rozptýleného materiálu obíhajícího okolo centrálního tělesa. Tím může být mladá hvězda, protohvězda, bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra. Gravitace nutí materiál v disku padat po spirále  jeho středu. Gravitační síly materiál stlačují a způsobují tak vyzařování elektromagnetického záření.
Akreční disky mladých hvězd a protohvězd září v infračerveném spektru, disky okolo neutronových hvězd a černých děr v rentgenové oblasti spektra.

Dnes víme, že se v centru extrémně jasných galaxií skrývají obří  černé díry, které „požírají“ velké množství okolní hmoty. Oblast, ze které záření vychází, je ve srovnání s velikostí galaxie velice malá. Černá díra s hmotností tří miliard Sluncí má například velikost, odpovídající velikosti našeho slunečního systému.

Centrální černá díra je obklopena diskem plynu a prachu, který dostal název akreční disk.
Hmota akrečního disku je přitahována obří gravitací černé díry. Dřív, než v ní nadobro zmizí, nahřeje se na vysokou teplotu. Ta jí dovolí, aby vyzařovala vysoce energetický druh záření, které následně přinutí zářit i okolní plyn. Zhruba deset procent aktivních galaktických center kromě toho vyzařuje velké množství radiového záření.

U některých AGN pozorují vědci tzv. „polární jet“, relativně úzký pás vysoce energetických částic. Dosahují v něm téměř rychlosti světla. Patří k těm nejintenzivnějším jevů, jaké se dají ve vesmíru spatřit.

Jejich výskyt je poměrně stejnoměrný. Nejstarší známý objekt vyslal své záření naším směrem 770 000 let po velkém třesku. Jeho částice letěly vesmírem 13 miliard let, než dopadly na pozemský teleskop. Naopak nejbližší známý jet je od nás vzdálen jen 3,2 milionu světelných let.

 Obrázek: Akreční disk kolem černé díry a polární jet.

Díra v Mléčné dráze

I naše galaxie má ve svém centru supermasivní černou díru. Na rozdíl od svých aktivních příbuzných, naštěstí téměř nezáří. Znamená to, že pohlcuje jen velmi málo hmoty. Její poslední aktivnější perioda se udála před zhruba deseti miliony let. V té době už na Zemi existoval život, dokonce život poměrně vyvinutý a komplexní. Zdá se tedy, že ani velice aktivní galaktická centra nevylučují, aby se na planetách v "postižených" galaxiích vyvinul komplexní život.
Galaktické centrum Mléčné dráhy se nachází v souhvězdí Střelce. Dostalo název Sagitarius A*. Jeho běžné, viditelné světlo nemůžeme pozorovat proto, že se mezi námi a centrem nacházejí oblaka plynu a prachu. Věda dnes disponuje dostatečně přesnou představou o jeho složení díky nepřímým pozorováním v radiové, v rentgenové a infračervené oblasti.
Centrum Mléčné dráhy tvoří černá díra s hmotností 4,31 milionu Sluncí, kterou obíhá skupina hvězd. Nejbližší z nich je vzdálená 17 světelných hodin a oběhne černou díru za 15 let.

Obrázek: dráhy planet kolem černé díry v centru Mléčné dráhy, situace z roku 2011. Zdroj: ESO, (http://cdn.eso.org/images/screen/eso1151b.jpg)

Obrázek: oblak hmoty, který je přitahován černou dírou v centru Mléčné dráhy. Zdroj: ESO, (http://cdn.eso.org/images/screen/eso1151a.jpg)

V roce 2012 byl zveřejněn snímek, zachycující oblak hmoty, který je právě přitahován galaktickým centrem Mléčné dráhy (viz obrázek nahoře). Je pravděpodobně výsledkem kolize dvou tamních hvězd. V průběhu posledních sedmi let se jeho rychlost, kterou se kolem černé díry pohybovala, téměř zdvojnásobila, na zhruba 8 miliónů km/h. Časem se nejspíš zbaví vnější hmoty a bude vypadat stejně, jako ostatní hvězdy, které obíhají kolem centra naší galaxie.

Příště: Galaktické příběhy - Andromeda

Jak přicházejí na svět planety?

Ještě poměrně nedávno věda váhala při odpovědi na otázku, jestli ve vesmíru existují planetární soustavy, podobné té naší. Dnes víme, že je jejich tvorba jedním z nejpřirozenějších jevů, jaké ve vesmíru pozorujeme.

Informace o vzdálených planetárních soustavách pochází z obrovského množství údajů, kterými nás zásobují vesmírné a pozemské teleskopy jako ALMA, Hubble a Chandra. Sledují oblohu v infračerveném, viditelném i rentgenovém pásmu záření, takže zachycují jak jevy, probíhající v chladné hmotě (ALMA), tak jevy doprovázené vysokými teplotami (Chandra). Získané údaje pak naznačují, že vznik planet a planetárních soustav není vůbec zřídkavým jevem, naopak. Tam, kde vznikají hvězdy, vznikají logicky také planetární soustavy. S největší pravděpodobností se ve vesmíru nachází dokonce více planet, než hvězd. 

Obrázek: Vznik planetární soustavy, grafická interpretace L. Calcady (zdroj: ESO/L. Calçada, http://www.eso.org/public/germany/images/eso1436f/)

Jevy, které vznik planet kolem nově vzniklého slunce doprovázejí, jsou souhrou gravitačního působení hmoty a lokálních podmínek. V posledních letech se podařilo prokázat několik tisíc planet, obíhajících kolem svých centrálních hvězd. Každé další pozorování pomáhá zpřesnit a potvrdit naše teorie. Nabízejí nám mimo jiné i pohled na dobu, kdy vznikala naše vlastní Sluneční soustava.

Na samém počátku je prach a plyn 

Planety i jejich centrální hvězdy vznikají z identického materiálu – oblaku plynu a prachu, který se díky svému vlastnímu gravitačnímu působení postupně zahušťuje. Poté se musí ochladit, aby se mohl znovu smrštit a zahustit. Proces postupuje tak dlouho, dokud oblak nedosáhne podmínek, nutných k zažehnutí termonukleární reakce v jeho centru - zrodu nové hvězdy. Plynoprachový oblak kolem ní mezitím dosáhne podoby rotujícího disku.

Co se dále děje s plynem a prachem, který hvězdu obíhá? 

V soustavách jejichž centrum tvoří poměrně malá a lehká hvězda, přechází většina hybného impulsu hmoty do té její části, která bude později tvořit planetární soustavu. Ve Sluneční soustavě, kde na Slunce připadá jen 750-násobek hmoty planet, vykazuje jen 1/200 hybného impulsu soustavy.

U obřích hvězd, které dosahují mnohonásobek hmoty Slunce, naopak připadne většina hybného impulsu centrální hvězdě. Planety kolem ní nejspíše nebudou. Důvodem je jistě také několikanásobně intenzivnější „sluneční vítr“, který je schopen „odfouknout“ částice plynoprachového disku dřív, než se z nich stihnou vytvořit planety.

Všechny planety, které vznikly z původního prachoplynného disku, mají podobnou dráhu a ubírají se stejným směrem, jakým se pohyboval původní disk. Centrální hvězdě blízké planety obíhají vyšší rychlostí, než vzdálenější. Odkud pochází hybný impuls disku? Pochází z hybného impulsu galaxie, ve které tento disk vznikl. Určitá část může vznikat vzájemnými srážkami částic disku. Jejich srážky snižují rychlost pohybu a způsobují přeměnu kinetické energie na energii rotace. To se děje vždy, když se dvě částečky hmoty nesrazí čelně, ale jen letmo, takže dostanou díky srážce jiný směr s menší rychlostí.

Na částečkách mezihvězdného prachu začíná kondenzovat okolní plyn. Přidávají se další částečky prachu. Celý proces probíhá zpočátku velmi pomalu, urychluje se ale úměrně s vyšší hmotností, které shluky hmoty dosáhly. Gravitace začíná přitahovat další a další okolní částice.

Různá vzdálenost od centra - rozdílný typ planet. 

Ve vnitřních částech plynoprachového disku panuje vyšší teplota než při jeho okrajích. Blízko jeho středu tedy kondenzují spíše částice prachu, zatímco blíže k okrajům disku, v chladnějším prostředí, může kondenzovat i plyn.

Zhruba se dá říci, že ve vnitřní oblasti vznikají převážně kamenné planety, zatímco ve větší vzdálenosti od centra soustavy vznikají větší, plnyné planety. Přesný model konečné konfigurace planetární soustavy závisí na mnoha faktorech, jako například teplota, hustota plynu, rozložení prachu, apod.

Malé, větší a největší 

Hroudy hmoty pomalu klesají do centrální roviny disku, kde se srážejí a vytváření větší a větší objekty. Zatímco první shluky potřebují k vytvoření zhruba metrových objektů několik set tisíc let, do rozměru 1000 metrů pak narostou relativně rychle – během několika tisíc let. Objekty této velikosti pak jsou schopny navzájem gravitačně ovlivňovat své dráhy. V průběhu několika milionů let se díky jejich vzájemným srážkám mohou vytvoří planety, které jsou vzhledově a rozměrově podobné Zemi.

V tu dobu také začne mladá centrální hvězda svým zářením a slunečním větrem odfukovat zbylý plyn a prach a vyčistí tak svou soustavu od zbytků původní mezihvězdné hmoty.

Soustava „zprůhlední“ pro běžné záření. Pouze ve velice vzdálených oblastech zůstane ještě dostatek plynu a prachu na to, aby se tam vytvořily komety a malé planetky, tak, jak je pozorujeme v Oortově oblaku na hranicích slunečního systému.

Čím více hmoty protoplaneta nasbírala, tím více působí gravitací na své okolí. Tím více pak urychluje pohyb úlomků hmoty, které ze svého okolí nabírá. Srážky uvolňují velké množství energie. Původní shluk různých úlomků hmoty se začíná tavit a mění se v jednolité těleso. V roztaveném materiálu začínají probíhat chemické reakce. Těžší prvky jako nikl a železo začínají klesat k centru planety a lehčí silikáty k jejímu povrchu. Nejstarší minerály, které nacházíme na Zemi, jsou staré 3,96 miliardy let.

Co dál? 

Uběhlo zhruba půl miliardy let. Mladá hvězda prošla první bouřlivou fází a přešla ke stabilnímu režimu. Bude teď několik miliard let poklidně zářit a zásobovat tak své planety stálým tokem energie. 

Na vnitřních planetách, které přišly v první části vývoje o svou původní atmosféru díky silnému slunečnímu větru, vzniká právě díky vulkanismu nová atmosféra. Dominuje ji CO2, kyslík je v ní zastoupen jen zlomky procent.

Ty planety, které jsou dostatečně hmotné a svou gravitací udrží druhotnou atmosféru, mají před sebou dlouhou a stabilní budoucnost, která nevylučuje ani vznik života. 

Obrázek: Složený snímek, mladé hvězdy HL Tauri a jejího okolí. Snímek, který pořídil teleskop Hubble a ALMA teleskop (vpravo), ukazuje právě vznikající systém planet. (. Zdroj: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), ESA/Hubble and NASA, Acknowledgement: Judy Schmidt, http://www.eso.org/public/germany/images/eso1436b/)

Obrázek: planetární systém, vznikající kolem hvězdy HL Tauri, jak jej zachytil teleskop ALMA (. Zdroj: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), http://www.eso.org/public/germany/images/eso1436c/)