Mezihvězdná hmota – hvězdná porodnice

Mezi jednotlivými hvězdami leží obrovské vzdálenosti. Na první pohled se zdá být prostor mezi nimi prázdný, při bližším ohledání v něm nacházíme rozsáhlá oblaka plynu a prachu. Nezřídka mají hmotnost několika set nebo i tisíc Sluncí. 

Oblaka plynu a prachu nejčastěji nacházíme ve spirálních ramenech galaxií. Fungují zde jako svérázná hvězdná porodnice. Zatímco v prvních miliardách let po velkém třesku vznikaly v galaxiích velká množství masivních hvězd, dnešní galaxie jsou víceméně umírněné. Roční produkce hvězd v podobné hvězdné porodnici se pohybuje v řádu několika kusů.
Co se týká chemického složení mezihvězdné hmoty– nacházíme v ní hlavně vodík a helium, vzniklé v raných stádiích vesmíru, ale také těžší prvky jako kyslík, uhlík, dusík, síru a křemík. Jsou to přesně ty prvky, kterými obohacuje své okolí explodující supernova. Kromě základních chemických prvků obsahuje mezihvězdné medium také různé molekuly: vodu, oxid uhelnatý, metan nebo kyselinu octovou. Čas od času si můžeme přečíst v tisku zprávu o tom, že vědci objevili v oblacích plynu a prachu jednoduchý alkohol, cukr nebo jiné, komplikovanější sloučeniny.

Tyto jednoduché i složitější molekuly se mohou v mezihvězdném prostoru tvořit díky existenci jemných a drobných zrnéček prachu, vzniklého z pozůstatků explozí minulých hvězd. Jeho povrch působí na chemické reakce při vzniku daných molekul jako katalyzátor – nejen že je umožňuje fyzicky, také je urychluje. Při nízké teplotě, která panuje v mezihvězdném prostoru, by jinak tyto reakce probíhaly jen velice pomalu, případně by nebyly vůbec realizovatelné.

Podíl molekul v mezihvězdné hmotě přesto není moc velký. Tvoří zhruba 2 % celku.

Informace o složení mezihvězdné hmoty získávají vědci ze záření, přijímaného pozemskými teleskopy.  Metoda, kterou přitom používají, se jmenuje spektroskopie.

Spektroskopie

Spektroskopickou metodou umějí vědci odvodit jak informace o zdroji světla, tak například o tom, jakým prostředím se světlo během své cesty za pozemským pozorovatelem procházelo.
Záření hvězd se skládá z různých vlnových délek. Původně bodový zdroj se dá rozložit pomocí krystalu do tzv. spektra, ve kterém jsou jednotlivé vlnové délky rozprostřeny na větší plochu. Spektrum může být souvislé nebo vykazovat větší a menší proluky – tmavé oblasti,  případně sestávat z pouhých zářících pruhů, oddělených většími tmavými oblastmi.

Schéma: sběr informací pomocí spekra

Absorpční spektra

Absorpční spektrum vzniká zachycením světla hvězdy, která se z našeho úhlu pohledu nachází za oblakem mezihvězdné hmoty. Na vrchním obrázku je tato situace znázorněna žlutou barvou. Světlo, které prošlo oblakem, vykazuje pozměněné spektrum. Fotony, přicházející od vzdálené hvězdy, musely na své cestě k pozorovateli proletět kolem molekul, mezihvězdné hmoty a reagovaly s nimi. Ve spektru hvězdy se pak nacházejí tzv.absorpční čáry. Jsou tmavé, protože v nich chybí energie daného pásma, kterou pohltila mezihvězdná hmota. Každý chemický prvek vytváří specifický mustr takových proluk ve spektru. Z polohy absorpčních linií tedy můžeme odvodit chemické složení mezihvězdné hmoty, kterou prošlo světlo hvězdy na své cestě od zdroje k pozemskému teleskopu.

Absorpční spektrum s tmavými absorpčními čarami. (By NASA [Public domain], via Wikimedia Commons)

Emisní spektra

Pokud se oblak mezihvězdné hmoty nachází poměrně nedaleko od intenzivně a silně zářící velmi horké hvězdy, může její tvrdé záření rozehřát jeho plyn natolik, že začne sám vyzařovat vlastní, tzv. „emisní“ spektrum. Tento příklad je ve schematu nahoře znázorněn oranžově zbarvenou hvězdičkou a šipkami.
Podobně jako u absorpčního spektra, je i emisní spektrum závislé na chemickém složení dané hmoty.

Emisní spektrum s emisními čarami. (By Herbertweidner (Own work (Original text: selbst gezeichnet)) [Public domain], via Wikimedia Commons)

Infračervená spektra

Informace o mezihvězdné hmotě získávají vědci také z infračervených spekter. V horním obrázku je tato situace znázorněna symbolicky červenou barvou vytečkovaných šipek.
Tzv. infračervená spektroskopie, věda, která zkoumá odpovídající spektra v infračervené oblasti, umí podchytit nejen chemické prvky, ale hlavně také způsob jejich vazby v molekulách, umí tedy rozklíčovat nejen chemické složení, ale také strukturu molekuly v oblaku mezihvězdné hmoty.
Mezihvězdný plyn
Mezihvězdná hmota se dá podle svého skupenství rozlišit na dvě kategorie: mezihvězdný plyn a mezihvězdný prach. Naprostou většinu mezihvězdné hmoty tvoří plyn, je to celých 99 %.
Jistě nepřekvapí, že zhruba 90 % plynu je tvořeno nejrozšířenějším prvkem, který ve vesmíru nacházíme, vodíkem. Na helium a ostatní prvky připadá jen kolem 10 %.
Oblaka plynu dělíme na další dvě skupiny - podle jejich teploty. "H-I" jsou chladné oblasti s teplotou kolem 50 stupňů Kelvina. Jsou na pohled tmavé. Samy nevyzařují ve viditelné části spektra, a to záření, které jimi prochází, pohlcují. Vyzařují jen v infračervené oblasti, která odpovídá jejich nízké teplotě. Oblasti, které vědci nazvali "H-II" jsou naopak horké. Jsou ionizované nedalekým zdrojem energie, například intenzivně zářící hvězdou. Dosahují teplot až 10 000 K a vyzařují vlastní emisní spektra.

Obrázek: H-II oblast, (By NASA, Hui Yang University of Illinois ODNursery of New Stars (Great Images in NASA Description) [Public domain], via Wikimedia Commons)

Mezihvězdný prach

Prach představuje zhruba 1 % mezihvězdné hmoty. Malé částečky, s rozměry mezi 0,0001 a 0,001 milimetry, jsou pozůstatky výbuchu nov a supernov, případně hvězdných větrů. Obsahují proto prvky, které předtím vznikly v těchto masivních hvězdách. Při mohutných explozích dokonce vznikají prvky těžší než železo (které je teoreticky tím nejtěžším elementem, který může vzniknou jadernou fúzí).
Prach jsi a v prach se obrátíš
 Mezihvězdná hmota je vlastně hvězdnou zásobárnou. Kde jinde by mohly tak jednoduše vznikat nové hvězdy a planetární soustavy, než uprostřed oblaku hmoty, navíc rozpohybované výbuchem blízké supernovy? Poruchami rovnováhy sil (gravitace a opačně působícího tepelného pohybu částic) vznikají v oblacích plynu a prachu defekty, které postupně tvoří hustší a hustší shluky. Za příznivých okolností pak pokračuje zahušťování až do té doby, kdy je tlak a teplota uvnitř takového shluku hmoty dostatečná k zažehnutí termonukleární reakce – zrodu nové hvězdy. Zbylý prach a plyn kolem ní nakonec vytvoří soustavu planet.
Stejným způsobem vznikla také Sluneční soustava. V místě, kde předtím explodovala obří supernova, jedna z nejstarší generace hvězd, se nahromadil oblak plynu a prachu. Jiná supernova poničila jeho původní rovnováhu a umožnila tak další vývoj. Zbytek práce pak už vykonala neúprosná gravitace.
Jednoho dne skončí i naše Slunce klidnou fázi vývoje a vybuchne – odhodí část své hmoty do okolí. I když se nestane supernovou, nemá totiž dostatečně vysokou hmotnost, přesto vrátí do mezihvězdného prostoru část hmoty, kterou si z něj vypůjčilo při svém vzniku.

(Obrázek: Jeff Hester (Arizona State University), Palomar telescope. Mlhovina Trifid,ve které právě teď vznikají nové hvězdy. )

Hýřivé hvězdy – nova, supernova, hypernova – kdo dá víc?

Zanechávají po sobě ty nejkrásnější objekty, jaké na obloze pozorujeme. Mimo jiné zásobují vesmír všemi prvky, které jsou těžší než uhlík. Část energie, která právě pohání váš počítač, pochází z exploze někdejší supernovy. 

„Ať se mládí vydovádí? U hvězd je to přesně naopak, čím starší, tím divočejší.

Na konci své kariéry si obzvláště hmotné hvězdy ještě jednou pořádně zahýří. Nic jiného jim ani nezbývá. Poté, co přijde o jemně vyvážená stabilitu mezi zářením a gravitací, která jí po dobu  spalování vodíku na helium v první části jejího života zajistila poměrně dlouhou a klidnou vývojovou fázi, začíná pro hvězdu počátek turbulentního konce.

Další osud hvězdy je závislý na její hmotnosti. Relativně malé objekty (například naše Slunce) končí svou kariéru stejně nenápadně, jako prožívaly svůj dosavadní život.

Poté, co jim došlo palivo, a tím i zdroj záření, které hvězdu udržuje v rovnovážném stavu, kolabuje vlivem gravitace jejich jádro. Plynné obaly takových hvězd se rozpínají, povrch se ochlazuje a dostává načervenalou barvu. Nakonec se obal od hvězdy oddělí, aby časem vytvořil objekt, kterému říkáme planetární mlhovina. Gravitací smrštěné jádro mezitím dosáhlo vyšší teploty, zažehl se v něm další stupeň termonukleární reakce. Teď v jádře vzniká ze tří atomů helia atom uhlíku. Slunci podobná hvězda se po vypotřebování helia a dalším odhození plynných obalů uklidní, jádro kolabuje a dále se zmenšuje. Tím se znovu zahřívá a začíná produkovat záření, které osvětluje mezitím vzniklou planetární mlhovinu. Jádro, které mezitím dosáhlo vývojového stupně „bílý trpaslík“ pak postupně vychladne, aniž by prošlo dalšími dramatickými procesy.

Obrázek: Vývoj hvězdy, podobné Slunci

Obrázek: Vývoj hvězdy, podobné Slunci (Zdroj: ESO, S. Steinhoefel, http://cdn.eso.org/images/screen/eso0948a.jpg)

Obrázek: Čtyři planetární mlhoviny, jejichž snímky byly pořízeny teleskopy ESO
(Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1338b.jpg)

Daleko zajímavější cestu má před sebou hmotnější hvězda.

Nova

Jev, kterému říkáme „nova“, je vlastně hra kterou spolu hrají hvězdná dvojčata. Hmotnější hvězda, která se dostala až do vývojového stadia bílého trpaslíka, si začne „půjčovat“ hmotu své méně hmotné sestry. Menší hvězda se vyvíjí díky své malé hmotnosti pomaleji a disponuje proto zatím ještě obalem z plynu, obalem, který její sestra už dávno odhodila.

Schema vývoje novy

Hmota bílého trpaslíka se díky své enormní hustotě nachází ve stavu, kterému říkáme „degenerovaný“. Jeho reakce už neodpovídají běžným očekáváním. Plyn, „vypůjčený“ od méně hmotné hvězdy, se ukládá na povrchu bílého trpaslíka, pomalu se do něj integruje a přechází do degenerovaného stavu.Teplota a koncentrace vodíku vzroste po nějaké době natolik, že umožní zažehnout termonukleární reakci – spalování vodíku na helium.

Degenerovaný plyn - je plyn s tak vysokou hustotou, že jeho fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností běžného plynu.
Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu nezávisí na teplotě, ale jen na hustotě, Tlak tohoto degenerovaného plynu udržuje hvězdu v rovnovážném stavu bez ohledu na její vnitřní teplotu. Při hustotách okolo 1012 g.cm−3 nastává neutronová degenerace. „Vtlačením" elektronů do jader atomů, se změnily protony na neutrony a jádra se slila. Tento stav degenerovaného plynu se vyskytuje v neutronových hvězdách.

Díky speciálnímu stavu hmoty bílého trpaslíka probíhá tato reakce nikoliv pomalu, jak je tomu v běžných hvězdách,  ale explozivně. Výbuch rozmetá do okolí tu část vodíku, která se usadila na povrchu hvězdy a zatím nestihla difundovat do jejího nitra.

Hvězda během několika dní zvýší svou zářivost 100x až 100 000x. Během následujících měsíců se vrátí do svého původního stavu, začne si znovu přivlastňovat část plynu své sousedky – a celý proces se opakuje. Trvá to odhadem 100 – 10 000 let, než nasbírá dostatečné množství vodíku pro další explozi.

 Supernova 1. Typu

Pokud je sousedkou bílého trpaslíka hmotná hvězda, která svou vlastní fázi spalování vodíku na helium již zakončila a nachází se ve stadiu rozpínajícího se rudého obra, ubírá se scénář jiným směrem.

Schema vývoje supernovy prvního typu

Sousední hvězda může bílému trpaslíkovi nabídnout hmotu, která tentokrát obsahuje více helia. Přenos hmoty směrem k bílému trpaslíkovi pak už musí jen probíhat dostatečně rychle a množství hmoty musí být dostatečně velké (odpovídající zhruba hmotnost Země během deseti let).

Obrázek: Supernova 1. typu před a po explozi
 (Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso0731b.jpg)

Směs vodíku a helia z plynných obalů se ukládá na povrchu bílého trpaslíka. V nově vzniklé vrstvě plynu na povrchu trpaslíka pak probíhá transformace vodíku na helium, zároveň s dalším stupněm termonukleární reakce – přeměnou helia na uhlík.

Množství uhlíku ve hvězdě roste. Když dosáhne kritického množství, zažehne se fúze samotného uhlíku. Podobně jako v případě novy, i zde neprobíhají následné reakce spořádaně, jak by tomu bylo v normálním hvězdném jádru. Jádro bílého trpaslíka se skládá z „degenerované“ hmoty, takže termonukleární fuze v ní probíhá explozivně. Překotně vznikají prvky, těžší než uhlík, a uvolňuje se více a více energie. Její množství postačuje k tomu, aby rozmetala do okolí veškerou hmotu původního bílého trpaslíka i jeho hvězdy-dvojčete. Rozlétne se do okolí rychlostí kolem 1000 km/s, aby vytvořila hvězdnou mlhovinu, jejíž krásu později budou obdivovat pozemští astronomové.
Svítivost hvězdy stoupne na 10 000 000 000-násobek našeho Slunce.  Vzhledem k tomu, že je kritická hmotnost bílého trpaslíka s degenerovaným uhlíkovým jádrem konstantní, jsou procesy, probíhající při explozi podobných hvězd všude ve vesmíru stejné. Supernovy 1. typu se proto dají použít jako vesmírný „standartní metr“.Porovnáním jejich svítivosti a vlastností astronomové určují vzdálenosti galaxií.

Supernova 2. Typu

Dalším způsobem, kterým se dá ze světa sprovodit super hmotná hvězda, je exploze, které vědci říkají  „supernova 2. typu“.  Tento osud čeká hodně hmotné hvězdy.

Díky velkému množství hmoty a tím i silnějšímu gravitačnímu smršťování jsou teploty, kterých dosáhnou supernovy druhého typu ve svých jádrech, dostatečně vysoké na to, aby zažehly veškeré fyzikálně možné termonukleární reakce, včetně těch, při kterých vzniká železo.

Vývoj těchto hvězd se zpočátku neliší od procesů v jejich lehčích kolegyních. Nezastaví se ale ve stadiu uhlíkového jádra.

Schema vývoje neutronové hvězdy

Zhruba sto let před mohutnou explozí, začne jádro hvězdy při teplotách 500 000 000 – 800 000 000 K spalovat uhlík na křemík.  Předchozí termonukleární reakce přitom pořád ještě probíhají v různých vrstvách v obalech hvězdy.

S přibývající teplotou v jádru se začíná tvořit i neon a kyslík. Během posledního dne své existence začne hvězda ve svém jádře tvořit izotopy železa, niklu a kobaltu.  Syntéza dalších, ještě těžších prvků už není provázena uvolněním energie, ale energii spotřebovává. Celý proces termonukleární fúze je v tomto bodě u konce.

Hvězda ve svém nitru během posledního dne utvořila železo-niklovou plasmovou kouli, která má 1 – 2 hmoty Slunce a teplotu 5 000 000 000 – 10 000 000 000 K. Její kolaps, ke kterému dojde při definitivním vyčerpání paliva, je velice intenzivní. Během zlomku vteřiny se jádro smrští na setinu své původní velikosti – vznikne neutronová hvězda.

Hmota hvězdy je teď natolik hustá, že v ní nemohou existovat volné protony a elektrony. Elektrony se vklínily do protonů a vytvořily neutron, částici, která je jinak ve volném stavu nestabilní a rozpadla by se zhruba po 880 sekundách. Tuto „neutronizaci“ doprovází vznik neutrin, lehkých částic, které se podařilo prokázat až v roce 1987.

Vzhledem k tomu, že neutrina téměř nereagují s ostatní hmotou, rychle opouštějí hvězdu a odnášejí s sebou 99 % energie. Je to množství, které odpovídá 1046J. Pro srovnání – je to zhruba 100x  víc, než vyprodukuje Slunce během celého svého života.

Zbylé jedno procento energie vyvolá ve zbytku hvězdy různé procesy, například vznik izotopů zlata, olova nebo uranu, prvků, kterými později supernova obohatí okolní vesmír.

Vlna energie se prodírá k povrchu nově vzniklé neutronové hvězdy. Trvá jí asi hodinu, než ho dosáhne. Zvýší pak teplotu povrchu hvězdy z několika desítek tisíc Kelvinů na milión stupňů. Během následujících 100 dní stoupá její svítivost na 1 000 000 000-násobek svítivosti Slunce.  

Hvězda dále expanduje rychlostí 20 000 km/s do okolního prostoru - a vytvoří efektní jev, mlhovinu. Jádro původní hvězdy, které kolabovalo do velikosti několik kilometrů až několika desítek kilometrů, zůstává v centru této mlhoviny jako svědek procesů, které v ní proběhly.

Obrázek: Náhled na supernovu 1987A, grafika na základě pozorování ESO Teleskopem VLT. Zřetelné jsou dva vnější a jeden vnitřní prstenec hvězdou odvržené hmoty. Materiál byl supernovou odmrštěn ne rovnoměrně, ale do dvou protilehlých směrů.
 ( Zdroj: ESO/L. Calçada, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1032a.jpg)

Supernově 2. typu můžeme poděkovat za to, že jen naší planetě dostatek železa a těžších prvků. Vývoj lidské civilizace tak, jak ji známe, by byl bez nich nemožný.

Uran, který vznikl v blízké supernově před zhruba 5 miliardami let, dnes vyrábí elektrickou energii pro můj i váš počítač.

Samotný výbuch tehdejší supernovy byl pravděpodobně jedním z impulsů pro počátek zahušťování místního oblaku plynu a prachu – a tím i počátkem vzniku sluneční soustavy.

Jsme tedy nejen „dětmi své doby“.

Jsme také dětmi superhmotné hvězdy,

která zakončila svou pouť dávno před tím,

než jsme se na tu svou vydali my, lidé.

 Obrázek: Krabí mlhovina, jeden z nejlépe prozkoumaných vesmírných objektů. Mlhovina je zbytkem výbuchu supernovy z roku 1054. Mlhovina expanduje rychlostí zhruba 1500 km/s. Neutronová hvězda uprostřed Krabí mlhoviny rotuje 30x za vteřinu. Má průměr 30 km.
 Zdroj: ESO / Manu Mejias ((https://www.flickr.com/photos/anothereye/)http://cdn.eso.org/images/screen/potw1523a.jpg)

Černá díra, gravastar, fuzzball. Největší hvězda – největší exot.

Je to podobné jako u lidí, kterým přemíra slávy stoupá do hlavy a dělá z nich exoty. U opravdových hvězd tuto roli přebírá – nadbytek hmoty a její gravitace.

Hvězdná kariera – krize středního věku

Nejen lidé, také hvězdy jsou zmítány krizemi. První fáze jejich života je relativně dlouhá a stabilní. Spalují v ní vodík na helium. Vše hezké ale jednoho dne skončí. Co se stane, když se jejich palivo vyčerpá? 

Další vývoj hvězd je závislý na množství hmoty, kterou má k dispozici. Následující obrázek shrnuje jeho varianty.

První „krize“ čeká hvězdu v momentě, kdy jí dojde původní palivo – vodík. U malých a málo hmotných hvězd k tomu dojde později než u masivních. Jedním z důvodů je rychlejší průběh reakce u hmotných hvězd. Svou roli hraje také efektivita. Málo hmotné hvězdy spotřebují téměř všechen svůj vodík, zatímco u hmotné a obří hvězdy to může být i jen 10 procent množství, které má k dispozici.

První kolaps 

Nedostatek paliva v jádru hvězdy se projeví úbytkem záření, jedné z komponent, které drží hvězdu ve stabilním stavu. Záření působí opačně než gravitace, která se snaží hvězdu komprimovat. Hvězdné jádro se následně začne smršťovat a tím i zahřívat. Pokud je hmota hvězdy vyšší než 0,3 hmotnosti Slunce, umožní nárůst teploty zažehnutí další termonukleární reakce, při které se odpad prvního procesu mění na palivo. Z helia tak vzniká uhlík, prvek který je ve vesmíru nositelem života.

Lehčí hvězdy nemají dost hmoty   pro   spalování helia na uhlík. Gravitační kolaps jim neumožní, aby vyvinuly dostatečně vysokou teplotu. V těchto relativně malých a lehkých hvězdách se poměrně dobře přenáší hmota z obalů do jádra, mohou tedy pomalu spotřebovávat většinu svého paliva včetně vodíku, který se nacházel blízko hvězdného povrchu. Poté začínají vychládat a stávají se z nich bílí trpaslíci.

O něco těžší hvězdy, ke kterým patří i naše Slunce, čeká jiný osud. Po vypotřebování paliva v jádře přemisťují svou termonukleární reakci do „obalu“, tedy vnějších částí hvězdy, zatímco jejich jádro kolabuje. Jak jeho smršťování, tak doplňující "vytápění" ve hvězdném obalu pak hvězdě dopomohou k teplotě, která je dostatečně vysoká pro spalování helia na uhlík. Zároveň se obaly hvězdy rozpínají a mění ji v tzv. červeného obra.

Další vývoj pokračuje odhozením vnějších hvězdných obalů. Z jádra se stane bílý trpaslík, který postupně vychládá, odhozené plynné obaly vytvoří planetární mlhovinu.

Planetární mlhovina ESO 378-1 Snímek byl pořízen teleskopem VLT, který se nachází na náhorní planině v Chile a pracuje spolu s IR teleskopem ALMA pro ESO (European Southern Observatory). ((/public/germany/images/eso1532a/) Snímek: eso1532a (/public/germany/images/eso1532a/) )

Tento barevný kompozitní snímek mlhoviny Helix (NGC 7293) byl vytvořen ze snímků získaných v infračerveném spektru. ((/public/germany/images/eso1205a/) Snímek: eso0907a (/public/germany/images/eso1205a/) )

Mlhovina Dumbbell je vzdálená 1200 světelných let. Jedná se o typickou planetární mlhovinu. ((/public/germany/images/eso9846a/) Snímek: eso9846a (/public/germany/images/eso1205a/) )

Hmotnější hvězdy, které zažehly reakci, při které se v jádře vytváří uhlík, čeká další stabilní část kariéry. Tentokrát je ale mnohem kratší, než tomu bylo u spalování vodíku.  Po vypotřebování paliva-helia v jádře začíná být spalováno helium i v obalech hvězdy, podobně, jako tomu bylo předtím s vodíkem. Tím se hvězda rozpíná a ochlazuje a dospívá do stadia rudého obra.

Hvězdy s hmotností více než 8 Sluncí, dosahují dostatečné teploty pro zažehnutí dalších reakcí.

Příklad: hvězda s 18-ti násobnou hmotností Slunce
Palivo    Doba spalování
H - vodík 10 milionů let
He - helium 1 milion let
C - uhlík 10 000 let
Ne - neon  10 let
O - kyslík 5 let
Si - křemík 1 týden
Fe - železo nelze
Přitom mohou ve hvězdě probíhat paralelně různé procesy. Připomíná pak svou strukturou „cibuli“. V jádře probíhá nejvyšší stupeň termonukleární reakce a v jejích obalech postupně „dohořívají“ zbytky předchozího paliva.

Velké a hmotné hvězdy pokračují v cyklech spalování prvků na těžké prvky a následných kontrakcí až do vytvoření stabilního jádra ze železa. To je zároveň nejtěžším prvkem, jaký může ve hvězdě vniknout. Další termonukleární reakce není možná, hvězda nemá nic, čím by zastavila gravitační kolaps.

Gravitace následně rozdrtí její železné jádro na protony a elektrony, které se pak pod ještě vyšším tlakem spojí a vytvoří tak neutrony. Vnější obaly hvězdy se zřítí do jádra, odrazí se od jeho povrchu a jsou vymrštěny do okolí. Tomuto jevu říkají vědci supernova II. typu.
Kolaps těch nejhmotnější hvězd se nezastaví ani v tomto stadiu a stávají se z nich malé, neprobádané objekty, kterým říkáme černé díry.

 Tzv. „Krabí mlhovina“ je pozůstatek supernovy, pozorované v roce 1054. Hvězda, která explodovala ve vzdálenosti 6000 světelných let, se dnes nachází v centru mlhoviny. Rotuje 30x za vteřinu. ((/public/germany/images/eso9948f/) Snímek: eso0907a (/public/germany/images/eso1205a/) )

Explodující hvězdy vracejí mezihvězdnému prostoru část své hmoty, obohacené o těžší prvky. Všechen uhlík v našem těle, stejně jako kyslík, který dýcháme – vznikl kdysi při obrovských teplotách v nitru hvězd první generace. Po jejich kolapsu se tyto prvky staly součástí oblaku plynu a prachu, ze kterého později vznikla sluneční soustava, Země a my sami.

Není to krásná představa?

Svit hvězd v našich očích - není jen romantickou vizí,

ale realitou vzdálené minulosti. 

Hvězdná kariéra - jak se rodí hvězdy?

Největší laboratoří na světě – je nebe plné hvězd. Vytvořila všechny chemické prvky, vznikly v ní základní stavební kameny planet i života. Stabilita neexistuje. Všechno ve vesmíru se mění a vyvíjí, včetně hvězd samotných.

Jak se rodí hvězdy?

Hvězdy, které se třpytí na bezoblačném nebi, se na první pohled navzájem podobají. Až při pohledu teleskopem vyniknou rozdíly v jejich barvě i velikosti. Přes všechny rozdíly mají ale všechny hvězdy společný původ. Každá z nich vznikla z mezihvězdného plynu a prachu díky působení nejslabší síly, která ve vesmíru existuje – gravitace.

Podle dnes platných představ, vznikl vesmír před 13,7 miliardami let díky „velkému třesku“. Ve svém počátku byl vesmír jen malým objektem, naplněným hustou neprůhlednou kaší z toho, co se jednou stane elementárními částicemi. Díky rozpínání se začal vesmír ochlazovat a umožnil tak tvorbu částic. Postupně tak vznikla viditelná (baryonická) hmota. Není jí málo - vědci odhadují její množství na 6x1066 kg – i když tvoří jen 4 procenta celku. Kromě ní obsahuje vesmír zhruba 8x více hmoty, kterou nevidíme ani nejsme schopni registrovat, tzv. „temné hmoty“. O její existenci víme jen  díky gravitaci, kterou působí na vesmír – neznáme ani její složení ani způsob jak a z čeho vznikla.

Po uplynutí zhruba 400 000 tisíc let se vesmír ochladil na teplotu kolem 3000 stupňů Kelvina. Při této teplotě vznikl z původní „kaše“ elementárních částic vodík a helium, oddělily se fotony a vesmír se vydal do nové, tzv. „temné“ fáze.

Temná fáze vesmíru
Jako temnou fázi označují vědci stadium vývoje vesmíru, ve které zatím neexistovaly hvězdy a jejich záření. V této době se skládal ze 75 procent vodíku a 25 procent helia. Těžší prvky se v něm nacházely jen ve stopovém množství.

Během následujících milionů let se začal vesmír měnit. Temná hmota se začala shlukovat do větších a menších útvarů. Vzhledem k tomu, že o temné hmotě nic nevíme, neumíme popsat fyzikální jevy, které k její koncentraci vedly. Výsledkem bylo ovšem působení gravitace temné hmoty na hmotu baryonickou (viditelnou). Ta se začala stahovat do míst, kde se již nacházela temná hmota a začala tak tvořit dnes pozorovanou hrubou strukturu vesmíru. Začal se vzdáleně podobat mýdlové pěně.

Gravitace

Gravitace je jednou ze čtyř ve vesmíru pozorovaných, základních sil. Je nejslabší z nich – a zároveň nejúpornější. Všechny ostatní působí buď lokálně nebo se dají odstínit- gravitace ale působí neúprosně na blízkou i vzdálenou hmotu. Je to právě gravitace, kdo formoval vesmír do dnešní podoby. Jednou započatý proces zhušťování hmoty se už nikdy nezastavil.
Postupem doby vznikaly menší a hustší objekty, ve kterých se tvořily  ještě menší a ještě hustší oblasti. V nich už po uplynutí několika set milionů let vznikaly zárodky prvních galaxií. V jejich nitru se hmota zahustila do takové míry, že umožnila zážeh prvních hvězd.

Hustší a hustší – nejhustší?

Částečky plynu a prachu ve smršťujícím se oblaku se pohybují rychleji a rychleji a tím zároveň působí na sebe zároveň silou, která je snaží naopak rozptýlit po okolí. Oblak se následně může smršťovat jen tehdy, když je dostatečně ochlazován.

V první fázi se plyno-prachový oblak chladí díky tomu, že předává do okolí energii v podobě infračerveného záření. Když dosáhne určité teploty, přestává být pro záření průhledný a teplota  v něm začíná narůstat. Postupně tak dosáhne teploty, při které se molekuly vodíku štěpí na dva atomy. Tím je zajištěno další chlazení a nerušené smršťování. Pokud původní oblak obsahuje dostatek hmoty, může jeho kontrakce pokračovat a teplota se zvyšovat až do zažehnutí jaderné fúze.

Spodní hranicí pro zrod hvězdy je hmotnost, odpovídající 0,08 hmotnosti Slunce. Pokud je oblak prachu a plynu méně hmotný, nedosáhne potřebné teploty pro zažehnutí fúze vodíku na helium. Nezažehlým hvězdám, tohoto typu se říká „hnědí trpaslíci“. V pásmu viditelného světla nezáří a postupně vychládají.
Hvězdy, které vznikají z oblaků prachu a plynu, hmotnějších než 0,08 hmotnosti Slunce, čeká nejdelší a nejklidnější doba v jejich životě – přeměna vodíku na helium.

4 p + 2 e− → 42He + 2 νe + 26.73 MeV

Relativně dlouhou dobu probíhá spalování vodíku stabilně a rovnoměrně. Zajišťuje to elektrostatická bariera protonů (ionizovaného vodíku), které se musí spojit v první etapě jaderné fúze.

Oba nesou pozitivní náboj, takže je elektrostatická síla nutí, aby se navzájem odpuzovaly. Na překonání této bariery musí získat protony kinetickou energii kolem 0,6 MeV. Většina z nich vlastní ovšem energii kolem 0,001 MeV. Pomáhá jim sice tzv. „tunelový efekt“, pomocí kterého protony energetickou barieru „proskočí“,  místo aby ji překonaly – přesto reakce probíhá přiměřeně pomalu a relativně klidně.

První hvězdy, které ve vesmíru vznikly, označujeme jako hvězdy III. populace. Vzhledem k podmínkám, v jakých se vytvářely, v jejich atmosférách chyběly těžké prvky. Vyzařovaly velké množství UV-záření, kterým dokonce ionizovaly své okolí. Byly relativně citlivé na vnější vlivy, žily jen krátce a na konci své hvězdné kariéry obohatily svoje okolí o těžké prvky. Z jejich „popela“ se později vytvářely hvězdy II. populace, ke kterým patří i naše Slunce se svou planetární soustavou.

I veškerá živá hmota na Zemi tak vznikla - z hvězdného odpadu.