Hvězdy mají svůj příběh – traumatický zrod, život plný nebezpečí a smrt, která otřese nebesy. Americký dokumentární cyklus

Litujeme, ale v současné době není pořad v iVysílání dostupný
Video není k dispozici

Každá z hvězd zářících na nočním nebi je ve skutečnosti zářící koulí rozžhaveného plynu větší než jakákoli planeta. A každá má svůj vlastní příběh. Traumatické zrození, život plný nebezpečí. Gravitace hvězdu nejprve vytvoří a hned jí chce opět rozdrtit. Její smrt otřese nebesy. Celé se to odehraje v oslepujícím záblesku. Jsou to nejjvětší exploze ve vesmíru. Svou vrtkavost a sílu ukazuje vesmír nejlépe právě na hvězdách – na jejich životě a smrti.

Sloupy stvoření

Jako zářící města uprostřed jednotvárné pouště se vynořují galaxie z nekonečné temnoty vesmíru. Jsou tvořeny miliardami zářících těles – hvězdami. Existují miliardy a miliardy hvězd. Samotná naše galaxie se skládá ze čtyř set miliard hvězd – a to je jen jedna galaxie. Jak se tyto hvězdy rodí? A jak umírají? A jak k tomu došlo, že všechny lidské bytosti vděčí za svou existenci právě zemřelým hvězdám? Hledání odpovědí na tyto otázky v oblaku prachu a plynu vznášejícím se v pustém mezihvězdném prostoru.

Orlí mlhovina – Messier 16 (foto: ESO, wikimedia.org) Sloupy stvoření jsou jakousi hvězdnou mateřskou školkou – v jejich středu se začínají rodit nové hvězdy. Sloupy v Orlí mlhovině vzdálené 7000 světelných let od Země jsou jen jednou z miliard oblastí ve vesmíru, kde se rodí hvězdy. Tyto sloupy jsou stoupající mračna prachu a plynného vodíku. V periodické tabulce prvků najdeme nahoře lehké prvky, jako jsou vodík, hélium, lithium a další. A dole naopak narazíme na těžké prvky. Vodík je nejlehčí, nejjednodušší a nejhojnější prvek ve vesmíru. A je také nejdůležitější složkou všech hvězd. Uvnitř mlhoviny se oblaka plynného vodíku po miliony let shlukují do hustších oblaků, které pohromadě drží nám velmi dobře známá síla. Stejná síla, která nás přitahuje k povrchu Země a drží nás při zemi – gravitace. Ta samá síla drží pohromadě všechny planety, hvězdy a galaxie ve vesmíru.

Gravitace

Protohvězda Herbig-Haro 46 47 Gravitace je v mnoha ohledech nejdůležitější fyzikální silou a jedním z jejích projevů je vytváření hvězd. Ty jsou základním tělesem, které gravitace vytvoří, když nahromadí dostatečné množství hmoty. Každý takový kondenzující oblak může vytvořit od několika desítek až po tisíce hvězd. Hvězda, jako je naše Slunce, s průměrem více než 1,5 milionu kilometrů, potřebuje ke svému zrodu oblak plynu a prachu stokrát větší, než je naše Sluneční soustava. Tyto oblaky začínají svůj život v mrazivých teplotách sta stupňů Celsia pod nulou. Když se ale v důsledku gravitace začnou shlukovat a stlačovat, teplota v jejich nitru začne narůstat. Během několika statisíců let se mračno spojí ve tvar rotujícího plochého disku. Gravitace vytváří ve středu disku kouli, v jejímž nitru teplota stoupá, až dosáhne více než milionu stupňů Celsia – protohvězda.

O deset milionů let později, když rozžhavený vodík v jádru nové hvězdy dosáhne teploty vyšší než deset milionů stupňů, se stane něco úžasného. Jádro dosáhne dostatečné teploty, aby bylo schopné udržet stálou termonukleární reakci. Termonukleární reakce zdaleka neznamená jen spojování malých atomů do větších. Atomy vodíku se začnou pohybovat dostatečně rychle, aby byly schopny spojit se a vytvořit tak atom hélia. Tato jaderná reakce – fúze – produkuje dostatek energie, která bude zdrojem světla a tepla hvězdy. Hvězda sama vytváří světlo i teplo. A to je právě to, co dělá hvězdu hvězdou. Když se rozeběhne fúze, rodí se hvězda.

Jakmile se hvězda narodí, začne její život plný boje o přežití, který se neobejde bez soustavného soupeření s gravitací. Gravitace hvězdu nejprve vytvoří a hned ji chce opět rozdrtit. Gravitace se nikdy nevzdává. To znamená, že pokud má hvězda žít dlouhý život, musí s ní dokázat zápolit. Gravitaci cítíme neustále, když chceme vyskočit nebo se snažíme vylézt na skálu. Vždycky je zde gravitace, která nás táhne dolů. Pokud se chceme postavit přitažlivosti, musíme použít sílu působící v opačném směru. Když například šplháme na útes, potřebujeme lano, abychom po něm mohli pomocí svých svalů šplhat, a tak přemoci přitažlivost. To ale neznamená, že se gravitace vzdává. Gravitace funguje neustále a my musíme uplatňovat sílu působící opačně, aby nás gravitace nesáhla dolů. Pokud to vzdáte a pustíte se nebo vám praskne lano, gravitace okamžitě vyhraje a vy spadnete. To samé můžeme vidět u hvězd. Hvězdy se také snaží udržet proti přitažlivé síle, která je chce svým působením rozdrtit. Jaderná fúze dodává hvězdám sílu postavit se gravitaci tlakem z jejich nitra. Vysoká teplota nutí všechny částice uvnitř hvězdy pohybovat se vysokou rychlostí a narážet do sebe. Vzniká tak tlak, jehož síla směrem ven odpovídá přitažlivé síle, která hvězdu smršťuje. Ta tak může dál svítit, než dojde ke změně jejího stavu.

Hlavní posloupnost

Hvězda stráví většinu svého života v rovnovážném stavu. Tento nejdelší časový úsek se nazývá hlavní posloupnost. Naše Slunce je právě ve fázi hlavní posloupnosti. Proto nám může dodávat každý den stejné množství energie, čímž zajišťuje všechen život na Zemi. Všechny hvězdy procházející hlavní posloupností nejsou stejné. Některé jsou o mnoho menší a chladnější než naše Slunce, některé jsou naopak větší a teplejší. Na teplotě hvězdy závisí barva jejího světla. Většina světla našeho Slunce má žlutou barvu. Kdyby však mělo o něco vyšší teplotu, vlnová délka světla by se změnila a získalo by modrou barvu nebo se dokonce stalo ultrafialovým. U chladnějších hvězd je tomu naopak, a svítí tedy červeným světlem.

Proxima Centauri Malá, chladná, červená hvězda, jakou je třeba Proxima Centauri, nejbližší hvězda k našemu Slunci, je takzvaný červený trpaslík. Má asi jen jednu desetinu hmotnosti Slunce a povrchovou teplotu o mnoho tisíc stupňů nižší. Červený trpaslík je nejběžnějším druhem hvězdy ve vesmíru. Ve vesmíru je mnohokrát více těchto malých a nepříliš jasných hvězd, než takových, jako je naše Slunce. Na nebi hvězdy tohoto nejběžnějšího druhu samozřejmě neuvidíte, protože září jen slabě. Uvidíte především ony vzácnější druhy jasných hvězd, i když jsou velmi daleko. Pravým opakem těchto hvězd jsou obří, modře zářící hvězdy. Dosahují povrchové teploty okolo 25 000 stupňů Celsia, mají až dvacetinásobnou hmotnost Slunce a mohou být až desettisíckrát zářivější.

V životě a smrti hvězdy hraje její velikost velmi významnou roli. Hmotnost je hlavním faktorem, který určuje průběh života hvězdy. Těžší hvězdy žijí mnohem kratší život, než ty lehčí. To může znít zvláštně, protože přece čím je hvězda těžší, tím má více paliva a měla by také déle žít. Je to tak trochu paradox, ale těžší hvězdy spotřebují své palivo rychleji než ty s menší hmotností. Představte si dva hazardní hráče u herního stolu. Očekávali bychom, že ten s více penězi – tedy s větší zásobou paliva – vydrží déle. Ale co když bohatý hráč sází pokaždé více, než ostatní? Hráči, který sází velké částky, peníze velmi rychle dojdou. Čím hmotnější je hvězda, tím je teplejší a má i vyšší tlak a tím i rychlejší jadernou fúzi, která spotřebuje všechny zásoby paliva tím rychleji, čím víc ho má.

Jsou to jednoduché počty: Kolik paliva máte a jak rychle je přeměňujete. Těžké hvězdy žijí svůj život rychleji. Jak se říká – pálí svíčku z obou stran. Těžká hvězda může zahynout během několika milionů let. Hvězda desetinásobné hmotnosti našeho Slunce by mohla žít i tisíckrát kratší život. Jestliže naše Slunce bude žít celkem deset miliard let, hvězda desetkrát větší než Slunce by měla žít jen deset milionů let. Délka života obřích hvězd se tedy počítá v milionech let, avšak život hvězd s nízkou hmotností může trvat desítky miliard až biliony let. Ve vesmíru se hvězdy rodí už asi deset miliard let, to znamená, že všechny malé hvězdy s nízkou hmotností, které kdy vznikly, dosud žijí. Žádná z nich ještě ani neumírá. Ale u žádné hvězdy, včetně našeho Slunce, nemůže hlavní fáze života trvat věčně. Bude trvat jen tak dlouho, dokud hvězdě vydrží palivo. Až palivo dojde, jaderná fúze ustane a gravitace zvítězí. Gravitace nikdy nepřestane působit, zatímco palivo hvězdě jednou dojde. Jako horolezec má i ona stejný problém, že totiž jednou nebude mít dost síly, aby odolávala gravitaci, a její život skončí katastrofickou smrtí. Hmotnost hvězdy určuje nejen průběh jejího života, ale také způsob její smrti. Gigantické hvězdy explodují a zemřou neuvěřitelně rychlou smrtí, kdežto menší hvězdy jsou předurčeny k pomalému a tichému vychladnutí.

Z dospělosti k bílému trpaslíkovi

Slunce Po pět miliard let naše Slunce, hvězda s menší hmotností ve středním věku, spalovalo zásobu vodíkového paliva jako trpělivý hráč, který ze svého banku sází jen zvolna. Takový hráč může vydržet velmi dlouho, stejně jako hvězda, které vystačí zásoba vodíku na dlouhou dobu. Avšak jednou jí palivo stejně dojde. Naše Slunce dosáhne krizové hranice za pět miliard let. Jeho zásoba vodíkového paliva bude už naprosto vyčerpaná. Jaderná fúze ustane a gravitace začne hvězdu drtit. Nastane krizová situace. Aby hvězda jako Slunce přežila, musí najít nový zdroj paliva. A proto sáhne po héliu, vyrobeném jadernou fúzí. Ale aby bylo možné spalovat hélium, je potřeba teplotu v jádru zvýšit na desetinásobek teploty, která byla potřeba ke spalování vodíku. Hvězda tedy nebude schopna fúzí přeměňovat hélium na těžší prvky, jako jsou uhlík nebo kyslík, dokud se teplota v jádru dostatečně nezvýší. Vyšší teplota při fúzi je nutná, protože je mnohem náročnější překonat silnou jadernou vazbu atomů hélia a slučovat je. Tím, jak se hvězda svou gravitací více a více smršťuje, si vlastně zachraňuje život. Její jádro se vyšším tlakem vyvolaným gravitací zahřívá na vyšší teplotu.

Planetární mlhovina (foto: NASA, wikimedia.org) Když tímto způsobem dosáhne teplota jádra sta milionů stupňů, může začít reakce přeměňující hélium na uhlík. Je jako zoufalý hráč, kterému došly peníze, a půjčí si, aby mohl dále hrát. Tím ale vlastně jen oddaluje nevyhnutelné, totiž že jednou mu peníze dojít musí. Stejně tak, jako je pro hvězdu nevyhnutelná její smrt. Hvězdě nyní bude trvat jen asi sto milionů let, než spotřebuje náhradní zásobu hélia. Když jí dojde vodík, začne s fúzí hélia. Pak dojde i zásoba hélia a hvězda se pokusí o fúzi uhlíku, a tak nastává poslední část jejího života. Toto všechno se odehraje v poslední desetině jejího života. Spalující žár héliové fúze způsobí nafouknutí vnějších vrstev hvězdy. V tuto chvíli je vnější atmosféra hvězdy držená tak slabou gravitací, že se začne sama od sebe vypařovat. V následujícím procesu se uvolní plynné vrstvy hvězdy, které byly drženy jen slabou přitažlivou silou. To bude mít za příčinu únik plynných obálek, které silně osvětleny jádrem hvězdy vytvoří úkaz, kterému říkáme planetární mlhovina. Krásná plynová mračna, která obklopí umírající jádro naší hvězdy. V tuto chvíli už jádro není schopné udržet jakoukoli jadernou fúzi. Dokáže tedy přežít neustávající gravitační působení?

Když umírá hvězda velikosti našeho Slunce, odhazuje své vnější vrstvy. Už nemůže pomocí jaderné fúze udržovat vnitřní tlak a gravitace nad ní konečně zvítězí. Hvězda se začne hroutit, stejně jako horolezec, který se už neudrží na laně. Jedinou možnost, kterou horolezec má, když se unaví a nedokáže se už udržet na laně, je najít si římsu, na kterou se posadí a která mu bude oporou vůči gravitaci, aniž by musel vynakládat vlastní energii. Existuje určitý druh hvězd, a naše Slunce je jejich příkladem, které si dokážou pomoci v zápase s gravitací. Smršťující se hvězda si překvapivě najde svou podporu v elektronech – nepatrných, záporně nabitých atomových částicích. Elektrony se nedají příliš stlačit. Stejně nabité částice se k sobě přibližují jen velmi nerady. Pokud se však k sobě elektrony stlačí dostatečnou silou, vytvoří tlak potřebný k odolávání vůči gravitačnímu působení. Jádro umírající hvězdy o přibližné hmotnosti našeho Slunce je stlačeno na velikost Země. Začíná převládat tlak degenerovaného elektronového plynu a gravitační síla už hvězdu nemůže dále stlačovat.

Planetární systém Siria A a Siria B Hvězda potom začíná pomalu chladnout a vznikne bílý trpaslík, jako je Sirius B, který je vidět jen slabě vedle svého souseda Siria A, nejjasnější hvězdy našeho nebe. Je to velmi zvláštní druh hvězdy. Je velmi, velmi hustá. Bílý trpaslík o přibližném objemu planety Země má asi 300 000× větší hmotnost. Pouhá jedna čajová lžička materiálu bílého trpaslíka by vážila několik tun, což je ohromující. Bílý trpaslík je posledním stádiem života hvězdy o velikosti našeho Slunce, ale úplný konec nenastane okamžitě. Hvězda bude svítit ještě po miliardy let a vyzařovat tak zbytky své energie. Světlo, kterým svítí, nashromáždily v průběhu svého života, kdy spalovaly lehké prvky na prvky těžší, jako to v současnosti dělá naše Slunce. Tak vlastně používají své úspory – je to hvězda na penzi. Jednou tak skončí i naše Slunce.

Hvězdní spojenci

Ale mnohdy bílý trpaslík ve svém konci ožije, když mu přijde na pomoc jeho hvězdný spojenec. Naše Slunce je kosmický samotář, ale přes 50 procent všech hvězd žije ve společnosti alespoň jedné další hvězdy. Většina hvězd je zapojených do dvojných nebo vícenásobných hvězdných systémů. Těsné dvojhvězdy čeká jiný osud než samostatné hvězdy. Pokud je bílý trpaslík gravitačně vázán k jiné hvězdě jako část dvojhvězdy, může jí okrádat o její životní energii. Malý, ale hustý bílý trpaslík má mnohem silnější gravitační pole a díky tomu začne ze svého souseda odsávat proud vodíku. Bílý trpaslík si tedy přivlastňuje hmotu své sousední hvězdy, čímž roste jeho hmotnost. Ale jen do té doby, než dosáhne limitu nestability, který odpovídá zhruba váze o 40 % větší než naše Slunce. V této chvíli je bílý trpaslík už nestabilní a vybuchne obrovskou termonukleární explozí. Uvolněná energie se explozivně projeví jako supernova typu 1A. Takže, kdyby to mělo Slunce udělat, a ono neudělá – zahyne celkem klidně – ale kdyby udělalo, potřebovali byste opalovací krém s faktorem několik miliard, abyste se ochránili před takovým oslňujícím zábleskem.

Hledání supernov

Alexej Filippenko z Kalifornské univerzity v Berkeley je jedním z nejúspěšnějších světových hledačů supernov. Se svými spolupracovníky jich v posledních letech našel přes 600. To je úžasný výkon, když uvážíme, že supernovy se v každé galaxii objevují pouze dvakrát za sto let. Hledání supernov je podobné jako sledovat plný fotbalový stadion triedrem a doufat, že zahlédnete někoho, kdo právě v té chvíli fotí s bleskem. Pokud budeme pozorovat jednotlivce, těžko vystihneme právě ten moment, kdy jeho fotoaparát bleskne. Filippenko tedy zvyšuje šanci na úspěch rozšířením akčního poloměru sledování. Nesleduje jednotlivé hvězdy, a dokonce ani galaxie. Aby toho dosáhl, využívá vyspělé technologie. Automatizovaný vyhledávací systém supernov je naprogramován tak, aby každou noc automaticky nafotil přes tisíc galaxií, takže za týden jich zvládne zaznamenat sedm nebo osm tisíc. Následující týden celý proces zopakuje a porovná přitom nové snímky s těmi starými. Většinou nenajde žádné rozdíly, ale čas od času narazí na vybuchující hvězdu – supernovu. Na novém snímku je pak vidět jasně zářící bod, který na předešlých snímcích nebyl. Přestože je supernova velice jasná, viditelné světlo je tvořeno pouhým procentem procenta celkové energie, tedy jednou desetitisícinou celkové energie vydané touto ohromnou explozí.

Supernova typu 1A Supernova typu 1A vzniká při výbuchu bílého trpaslíka. Supernovy typu 2 signalizují dramatickou smrt mnohem větších hvězd – osm až desetkrát hmotnějších než naše Slunce. Na rozdíl od svých menších příbuzných mají obří hvězdy po spotřebování vodíkového paliva stále ještě dostatek energie k započetí fúze jiných prvků. Produkt každé jaderné reakce se stane palivem pro tu následující, a tak ke konci svého života připomíná průřez obří hvězdou cibuli, jejíž vnější slupka obsahuje původní palivo – vodík. Vnitřní slupky pak tvoří stále těžší a těžší prvky. Během svého života přemění hvězda fúzní reakcí vodík na hélium, dále pak hélium na uhlík a kyslík, kyslík na neon a hořčík a později na křemík a síru. A nakonec na železo – obří hvězda si vytváří jádro ze železa. Ale fúze železa na těžší prvky už hvězdě příliš neprospívá, protože už neudržuje jádro hvězdy dostatečně horké. Přeměna železa na těžší prvky energii spotřebovává, místo aby ji hvězdě dodávala. Železné jádro hvězdy postupně narůstá, až se nakonec stane nestabilním.

Když pak překročí jedna a půl hmotnosti našeho Slunce, zkolabuje. A toto zhroucení je opravdu prudké. Během půl sekundy se jádro o velikosti Země smrskne do objektu o velikosti zhruba 15 kilometrů v průměru. Na milisekundy se kolabující jádro vypruží a narazí do kolabujících vnějších vrstev hvězdy. Tím zažehne jednu z největších explozí ve vesmíru od časů Velkého třesku. Zhroucením železného jádra hvězdy je i veškerý zbytek její hmoty rozmetán do prostoru jednou monumentální explozí. Je to úžasná událost!

Hvězdy jako zdroj matérie

Vědci jsou přesvědčeni, že to nejdůležitější na supernovách není jen pouhé světelné představení. Zjistili, že jsou zdrojem veškerých těžkých prvků, ze kterých se skládá náš svět. Všechno železo ve slévárnách pochází z obrovských explozí umírajících hvězd. Veškeré železo, a dokonce i všechny těžší prvky než železo, pochází přímo nebo nepřímo z vybuchlých hvězd. Všechny tyto prvky byly vymrštěny do prostoru právě při těchto explozích. Jak se tento materiál rozšířil do vesmíru, stal se stavebním kamenem planet, měsíců a nových hvězd, a dokonce ještě něčeho víc.

Supernova typu 2A Kdyby bylo možné vysledovat náš rodokmen až k úplným počátkům, objevili bychom v něm vybuchující hvězdy. Naše těla se vlastně skládají z materiálu z hvězd a hvězdného prachu, tak jak říkal Carl Sagan. Všechny prvky v našem těle, ale převážně prvky těžší než kyslík a hélium pocházejí z dávno zemřelých hvězd. Vápník v našich kostech, kyslík, který dýcháme, železo v našich červených krvinkách, uhlík v našich buňkách. Všechny tyto prvky byly vyrobeny za pomoci jaderných reakcí ve hvězdách a později vymrštěny supernovou do vesmíru. Ty nejtěžší prvky, železem počínaje, vznikly dokonce přímo při samotné explozi supernovy. Exploze supernovy typu 2 vymrští do vesmíru těžké prvky, avšak samotné jádro hvězdy zůstane nepoškozené. Úkol zničit je náleží pak gravitaci. Aby ale mohla rozdrtit jádro menší než je velikost bílého trpaslíka, musí gravitace překonat zvláštní sílu nazvanou tlak degenerovaného elektronového plynu.

Neutronové hvězdy

Gravitace si nakonec najde způsob, jak obejít snahu elektronů o odpuzování jiných elektronů. Jednoduše spojí elektrony s protony, a vytvoří tak neutrony. Tím vznikne těleso složené převážně z neutronů a gravitaci už nic nebrání v dalším smršťování. Jenomže! Neutrony se také tak jednoduše nenechají stlačit, a přejdou proto do stavu dalšího stabilního tělesa – neutronové hvězdy. V porovnání s ostatními hvězdami jsou neutronové hvězdy vesmírnými oblázky. Mohou mít průměr okolo patnácti kilometrů. Představte si, že veškerou hmotu hvězdy o velikosti jednoho a půl Slunce stlačíte do velmi malého objektu, řekněme o velikosti desetiny rozlohy Prahy. Právě jste tím vyrobili neutronovou hvězdu. Stlačením tak obrovského množství hmoty do tak malého prostoru vznikne extrémně husté těleso. Jedna čajová lžička materiálu neutronové hvězdy by vážila miliardu tun. Neutronové hvězdy patří mezi nejzajímavější a nejpodivnější objekty ve vesmíru.

Pokud by člověk stál na povrchu neutronové hvězdy, nebylo by to pro něj nic příjemného. Člověk, vážící na Zemi sedmdesát kilogramů, by zde vážil něco okolo deseti miliard tun. Naše tělo samozřejmě takový tlak nevydrží, takže by nás to okamžitě rozmáčklo na placku. A kromě toho – neutronové hvězdy dosahují neuvěřitelných rychlostí rotace, mnohdy až stovek otáček za sekundu. A právě díky rychlým otáčkám se astronomům podařilo neutronové hvězdy objevit. Některé neutronové hvězdy se otáčejí opravdu velmi rychle a mají vskutku pozoruhodné magnetické pole. Kombinací tohoto magnetického pole a rychlé rotace hvězdy spolu s množstvím nabitých částic – elektronů – jež obíhají okolo osy magnetického pole a vydávají světlo, vzniká přesně soustředěný paprsek světla, který funguje jako jakýsi vesmírný maják.

Černá díra – vítězství gravitace nad hmotou

Pulsar My můžeme zářící neutronovou hvězdu pozorovat právě jen v okamžiku, když zasvítí zrovna naším směrem. Takový objekt nazýváme pulzar. Některé hvězdy, které jsou asi 25× až 40× větší než Slunce, jsou natolik hmotné, že ani neutronová hvězda nevydrží sílu jejich zhroucení. V takovém případě je gravitace smrští do fascinujícího objektu o nekonečné hustotě – černé díry. Černá díra znamená konečnou smrt hvězdy. Černá díra vlastně představuje vítězství gravitace nad hmotou. Utváří se zhroucením velmi hmotné hvězdy. Zhroucení hvězdy vytvoří oblast v prostoru, ve které je hmota stlačena do tak vysoké hustoty, že její gravitační pole nelze opustit. Černé díry nenechají ze své přitažlivosti nic uniknout – ani světlo. Pokud byste uvnitř černé díry posvítili baterkou, nebylo by to zvenku vidět, protože ani světlo neunikne a ohne se zpátky – odtud tedy pochází název černá díra.

Simulace černé díry (foto: Alain r, wikimiedia.org) Častým omylem je přesvědčení, že vysávají vše ve vesmíru, jako nějaké kosmické vysavače. Tak tomu vůbec není. Objekty, které se k černé díře přiblíží na malou vzdálenost, opravdu vysaje, ale ty, které jsou daleko a na správné oběžné dráze, těm se nemůže nic stát. Dlouho se předpokládalo, že by mohl existovat ještě další druh supernovy, takový, při kterém umírají ty největší hvězdy v ještě silnějších explozích. Hvězdy, které se zcela zhroutí a nezůstane po nich nic, dokonce ani černá díra. Avšak takovou supernovu zatím žádný člověk nespatřil – zatím! Ani po tisících let pozorování nás vesmír nepřestává udivovat projevy své nezměrné síly.

Supernova 2006gy Na podzim roku 2006 pozorovali astronomové největší explozi hvězdy, jakou kdy lidstvo zaznamenalo. 240 milionů světelných let od Země vybuchla obří hvězda. Vědci z Kalifornské univerzity v Berkeley užasli nad neuvěřitelnou silou exploze. Celková energie vyzářená výbuchem byla stokrát větší, než energie běžných obrovských explozí. Byla to úžasná a opravdu silná exploze. Běžná supernova vzniká při explozi hvězdy desetkrát větší než naše Slunce. V případě Supernovy 2006gy, jak jí vědci nazvali, šlo o výbuch hvězdy 150× či dokonce 200× hmotnější, tedy jedné z největších hvězd, jaké mohou existovat. Následky této gigantické exploze jsou stále ještě zkoumány. Už dnes však vědci říkají, že nás Supernova 2006gy hodně naučí o prvních hvězdách, které zaplnily náš vesmír. Myslíme si, že první generace hvězd byly převážně takto masivní a asi postupně explodovaly stejně jako tato. Pravděpodobně v důsledku těchto hyperexplozí se do vesmíru rozšířily první těžké prvky. Tyto hypermasivní hvězdy jsou největšími továrnami na železo ve vesmíru. Jedna jediná hvězda o hmotnosti 150× větší než Slunce dokáže vyprodukovat tolik železa, že odpovídá hmotnosti dvaceti až dvaceti pěti Sluncí. Když hvězdy umírají – a obzvláště ty superhmotné hvězdy, které zanikají ve spektakulárním ohňostroji – rozmetají do okolního vesmíru těžké prvky. Ty pak vytvářejí zárodky pro další generaci hvězd, u které je větší pravděpodobnost, že kolem nich budou kroužit planety s podmínkami nutnými pro život.

Když se hvězdy srazí

Výbuchy supernov ale nejsou jediné události v životě a smrti hvězd, při kterých se uvolňuje mnoho energie. I v tuto chvíli kdesi v nekonečných hlubinách vesmíru okolo sebe v ohnivém tanci krouží tisíce párů hvězd. Pro některé tento tanec skončí katastrofou. Astrofyzik Joshua Barnes z Havajské univerzity zkoumá, co se stane, když do sebe hvězdy narazí. Dvojice hvězd kroužících okolo sebe tak blízko, aby mohlo dojít ke srážce, se však i v těch nejlepších teleskopech jeví pouze jako jediný bod. Vědci proto zkoumají tyto srážky pomocí počítačových modelů a zjišťují, co se stane při srážce jakýchkoli dvou typů hvězd. Tyto modely představují hypotetické situace. Je to tak trochu jako studovat srážky aut, aniž bychom si to museli vyzkoušet v praxi.

Jednou z největších srážek simulovaných astrofyziky je střet dvou kolem sebe kroužících neutronových hvězd. Většinou jde o dvojhvězdy. Tím, jak okolo sebe vzájemně obíhají, narušují časoprostor a vytvářejí energetické vlny, které je zpomalují. Často kolem sebe obíhají rychlostí stokrát až tisíckrát za sekundu, takže když se konečně přiblíží a srazí, jsou výsledky velmi dramatické. Když se dvě neutronové hvězdy srazí, pohybují se skoro rychlostí světla. Přestože samotná srážka proběhne ve zlomku sekundy, uvolní více energie než Slunce za celý svůj život.

Působení bílého trpaslíka na hvězdu Pomocí počítačové simulace můžeme i předpovědět, co by se stalo, kdyby do našeho Slunce narazil velmi hustý bílý trpaslík. Následky by byly děsivé. Jak by se bílý trpaslík přibližoval, ovlivnil by svým gravitačním polem Slunce, které by už nemohlo zůstat koulí a čím dál víc by se protahovalo. Bílý trpaslík by narazil do Slunce nadzvukovou rychlostí a vyslal by svojí gravitací skrze naši hvězdu obrovskou rázovou vlnu. To by uvolnilo tolik termonukleární energie, že by stačila k výbuchu Slunce. Bílému trpaslíku by trvalo jen něco přes hodinu, než by si proboural cestu skrze Slunce a zcela je zničil. Kdyby k tomu došlo, život na Zemi by čekala zkáza. Naštěstí je pravděpodobnost této srážky mizivá, protože se Slunce nachází ve velmi řídce zaplněné části Mléčné dráhy. Hvězdy se mezi sebou proplétají, jak obíhají kolem galaktického středu. Je to komplikovaná dopravní situace, ale protože jsou mezihvězdné vzdálenosti obrovské, je pravděpodobnost srážky malá. Kdybyste si chtěli počkat, až uvidíte srážku Slunce s jinou hvězdou, čekali byste velmi dlouho. Slunce má šanci asi jedna ku miliardě, že se za celý svůj život srazí s jinou hvězdou.

V galaxiích jsou však oblasti, kde je šance na srážku dvou hvězd mnohem vyšší – oblasti, ve kterých jsou díky gravitaci nahuštěny stovky tisíc a možná i miliony hvězd. V porovnání se spirálními rameny Mléčné dráhy jsou kulové hvězdokupy přímo demoličními automobilovými závody. V Mléčné dráze skoro vše plyne jen jedním směrem. V kulové hvězdokupě není žádný daný směr pohybu, všechny hvězdy obíhají okolo středu po drahách, které jsou uspořádány ve všech možných směrech. Jedny hvězdy letí jedním směrem a další zase jiným. V tomto chaosu dojde ke srážce hvězd zhruba jednou za deset tisíc let. Všechny hvězdy ve hvězdokupě se rodí zhruba ve stejnou dobu. Takže astronomové ve starých hvězdokupách nepředpokládali existenci mladých hvězd. Ale kupodivu kulové hvězdokupy většinou ukrývají podivné cizince – obrovské, modré hvězdy, které jsou navíc mnohem mladší, než malé a slabé červené hvězdy okolo nich. Tato nebeská tělesa dostala název modří pobudové. Modří pobudové jsou mladší, než by měli být. Všechny hvězdy s podobnou hmotností a svítivostí v těchto hvězdokupách měly zaniknout už před miliardami let. Takže je záhadou, odkud pocházejí a jak se do těchto hvězdokup dostaly.

Joshua Barnes si myslí, že zná odpověď. Modří pobudové prý vznikli jako výsledek srážky starší, pohaslé hvězdy s větší hvězdou ve fázi hlavní posloupnosti. Srážka dvou hvězd o velikosti našeho Slunce na hlavní posloupnosti probíhá relativně klidně. Gravitace je vzájemně udržuje na spirální dráze. Postupně ztrácejí pohybovou energii a poté, co okolo sebe několikrát proletí, se semknou do spirálového oběhu jedna okolo druhé. Zahřejí se a nafouknou, až se nakonec přiblíží a splynou v jednu hvězdu. Takže místo aby vyvolaly katastrofu, dvě hvězdy splynou a utvoří jednu větší hvězdu. Dojde ke splynutí dvou malých a starých hvězd v jednu, která tím pádem bude dvojnásobně hmotná, a tudíž jasnější a modřejší než zbytek hvězd ve hvězdokupě, takže to pak vypadá jako by se cizí hvězda vetřela mezi ostatní.

Nepovedené hvězdy

Hnědý trpaslík (foto: Tyrogthekreeper wikimedia.org) Záhada modrých pobudů se tedy zdá být vysvětlena, ale vesmír je stále plný dalších neobvyklých jevů. Černé díry, neutronové hvězdy a bílí trpaslíci vznikli jako poslední stádia pozoruhodného života hvězd. Avšak existují i další záhadná nebeská tělesa, která nikdy nedostala šanci zářit. Nejsou tak docela planetami, ale ani hvězdami. Jsou to hnědí trpaslíci. Hnědý trpaslík je vlastně neúspěšná hvězda. Michael Liu, astronom z Havajské univerzity, pátrá po těchto nenápadných objektech. Hvězdy jsou vidět i z velké vzdálenosti, ale hnědí trpaslíci vyzařují velice málo světla. Proto je můžeme vidět, jen pokud jsou velmi blízko. Hnědý trpaslík je tvořen stejnými prvky jako hvězda, ale nemá dostatečnou hmotnost, aby dokázal udržet nukleární fúzi. Těleso s méně než osmi procenty hmotnosti Slunce nemůže vyrábět energii. Je tedy jakousi nepovedenou hvězdou. Bez jaderné fúze se chová spíše jako planeta.

Pokud byste ve vesmírné lodi prolétali nad povrchem hvězdy, nespatřili byste oblaka, pohoří, či jiné krajinné prvky. U hnědého trpaslíka je tomu ale jinak. Jejich atmosféra je nejspíše podobná těm na obřích planetách, jako je třeba Jupiter. Přestože se nám nikdy nepodařilo pořídit snímek povrchu hnědého trpaslíka, myslíme si, že by na něm také mohly být oblaky jako na Jupiteru. Nejsou to oblaky, jaké známe ze Země. Jsou to mračna z vypařeného železa, takže když dostatečně zkondenzují, mohou z nich pršet železné kroupy. Není to místo pro život člověka, prší tam roztavené železo. Astronomové dosud objevili pouze několik set hnědých trpaslíků a stále mnoho otázek o těchto tělesech zůstává nezodpovězeno. Například víme, že kolem některých hnědých trpaslíků krouží disky z prachu a plynů. Je možné, že se z těchto disků jednou utvoří planety? A to je jen jedna z mnoha záhad, které bude muset lidstvo při svém zkoumání vesmíru ještě vyřešit.

Originální názevLife and Death of a Star
Stopáž42 minut
Rok výroby 2008
 ST HD
ŽánrDokument