Hviezdy - staroba a smrt

Hviezdy - staroba a smrt Ked v strede hviezdy už niet vodíka, jej jadro sa scvrkáva a stáva sa ešte horúcejšie. Hviezda sa zacne zväcšovat a jej farba sa mení na cervenú. Jej priemer dosahuje 10- až 100-násobok priemeru dnešného Slnka. V strede sa spúštajú nové jadrové reakcie: hélium sa mení na uhlík. Potom už koniec života závisí len od jej hmotnosti. Biely trpaslíci Hviezdy, ktorých hmotnost neprevyšuje 1,4- násobok Slnka, sú spociatku velmi nestále: ich svietivost sa mení dost nepravidelne. Vystrelujú do kozmického priestoru svoje vonkajšie vrstvy (novy). Tieto vrstvy vytvárajú okolo hviezdy velkú plynnú gulu, planetárnu hmlovinu. Ked sa všetko hélium prítomné v jadre premení na uhlík, hviezda sa znovu scvrkne, ale už nie je dost horúca na to, aby sa mohli znovu zapálit jadrové reakcie. Stáva sa bielym trpaslíkom. Táto hviezda sa už len ochladzuje, jej svietivost pomaly klesá a hviezda zomiera. Za mnoho miliárd rokov sa z nej stane cierny trpaslík, privelmi chladný na to, aby zažiaril. Boli to však práve biely trpaslíci, ktorí prinútili astronómov uvažovat o záverecných etapách hviezdneho vývoja a ktorí fyzikom po prvýkrát predviedli, že hmota vo vesmíre sa casto nachádza v stavoch, ktoré sa líšia od toho, co sa dá uskutocnit v laboratóriu. Prvý biely trpaslík bol objavený už v 19. storocí ako slabo žiariaci sprievodca najjasnejšej hviezdy našej oblohy Síria. Astrofyzikálne výskumy neskôr preukázali, že je to hviezda zhruba rovnako hmotná ako Slnko, jej polomer má však len 5400 km – nedosahuje teda ani velkost Zeme. Keby sme si tohto bieleho trpaslíka preniesli namiesto Slnka, zahynuli by sme zimou, lebo by nám dodával 360krát menej svetla a tepla. Týmto neobvyklým parametrom pre hviezdu zodpovedá i neobvyklá hustota – kubický meter má hmotnost cez 3000 ton. Takáto hustota je fyzikálne možná, biely trpaslíci sú tvorení degenerovaným elektrónovým plynom. Podstatou degenerovaného elektrónového plynu je riadne usporiadanie atómových jadier do kubickej mreže, takže celý objem bieleho trpaslíka možno považovat za jediný obrovský kryštál, v ktorom neplechu robia len volné elektróny. Z ekonomického hladiska je hmota bieleho trpaslíka velmi racionálne usporiadaná – zmienená mreža má totiž zo všetkých možných i nemožných zostáv práve najnižšiu energiu – ide totiž o energetickú i geometrickú dokonalost, o akej sa normálnym hviezdam ani nesníva. Novy Astronóm na Zemi spozoruje, že nejaká, i v obrovskom dalekohlade tažko viditelná, hviezda naraz zvýši svoju jasnost až stotisíckrát. Pre takýto kozmický ohnostroj sa dá právom použit slovo výbuch. Hovoríme potom o výbuchu novy (novej hviezdy). Názov nie je práve najštastnejší, lebo nejde o úplne novú hviezdu, ale o jej fantastické zjasnenie. Spektrálny rozbor vždy ukáže, že v spektre novy sú silné emisie – doklad existencie riedkeho atmosférického obalu telesa. Obal novy sa rozpína rýchlostou až niekolko tisíc kilometrov za sekundu. Neskôr v spektre pozorujeme zakázané ciary; vieme, že ich vysiela velmi zriedený plyn. Jasnost novy dosiahne maximum obvykle pocas niekolkých hodín alebo dní po výbuchu. Pokles jasnosti je daleko pozvolnejší. K pôvodnej hodnote jasnosti sa nova vráti obvykle až za niekolko rokov. Aj ked samotný úkaz pôsobí dojmom, že sa hviezda znicila, v skutocnosti boli odhodené len povrchové vrstvy o pomerne malej hmotnosti – okolo jednej desatmilióntiny hmoty Slnka. Preto tiež nova po výbuchu žiari prakticky rovnako ako nova pred výbuchom. Pozorovania ukazujú, že výbuchy nov sa po nejakom case opakujú. Zdá sa, že intenzita výbuchu súvisí s dlžkou intervalu medzi nasledujúcimi explóziami, a že teda všetky novy vybuchujú viackrát. Cím je výbuch novy mohutnejší, tým viac casu k nemu nova zbiera sily, takže u niektorých nov je interval medzi explóziami až desattisíc rokov. V každom prípade je však zrejmé, že pokial nova má vôbec vybuchnút, musí byt príslušná hviezda zložkou tesnej dvojhviezdy. Nášmu Slnku teda nehrozí žiadne nebezpecenstvo, že by vzplanulo ako nova. Supernovy Jadrá hviezd, ktoré majú najväcšiu hmotnost, obsahujú najtažšie prvky, najmä železo. Tieto obrovské hviezdy, ktorých obvod môže byt až 1000-krát väcší ako obvod Slnka, postupne vycerpajú všetky možnosti jadrových reakcií na to, aby sa mohli udržat v žiarivej rovnováhe. Ak už niet mechanizmu, ktorý by dokázal udržat rovnováhu, centrálne casti hviezd sa zrútia do seba, hviezdy vybuchnú a ich hmota sa rozptýli v kozmickom priestore. Tento jav sa nazýva supernova. Výbuch supernovy sa navonok prejaví asi stomiliónovým zvýšením jasnosti hviezdy. Supernova sa však líši od novy nielen velkostou samotného úkazu, ale predovšetkým jeho kvalitou. Zatial co pri nove išlo len o odvrhnutie vrchného plynného obalu, pri výbuchu supernovy sa do kozmického priestoru rozplynie bezmála celá hmota masívnej hviezdy. Preto môže výbuch supernovy obohatit medzihviezdny priestor aj o tažšie prvky, ktoré vznikajú vo hviezde vdaka termonukleárnym aj vdaka jadrovým reakciám vyvolaných rázovými vlnami pri samotnej explózii. Pozostatkom výbuchu supernovy je iba nepatrná, ale zato mimoriadne hustá cast pôvodného telesa. Zvyšok sa totiž pôsobením vlastnej gravitácie okamžite zrúti bud na neutrónovú hviezdu, alebo na ciernu dieru. Zatial sa ale bezpecne nevie ci nutnou podmienkou pre vznik supernovy je príslušnost hmotnej hviezdy k tesnej dvojhviezde. Skôr sa zdá, že je to len jeden z možných mechanizmov. Úvah o vzniku supernov je mnoho a každá z nich má v sebe kus pravdy. Všetky sa však zhodujú v tom, že tento výnimocný osud stretne iba masívnejšie hviezdy, s hmotnostou 3 až 8 Slniek – nášmu Slnku preto žiadna takáto vesmírna katastrofa nehrozí. Aj tak je celkový pocet supernov, ktoré vzplanuli v našej galaxii za dobu jej existencie úctyhodný – asi 200 miliónov. Ked si toto císlo vynásobíme poctom pozorovaných galaxií, vychádza z toho, že od vzniku prvej galaxie vzplanulo vo vesmíre asi trilión supernov. Napriek tomu je astronomické pozorovanie výbuchov supernov velkou vzácnostou. Poslednú supernovu v našej galaxii pozoroval Johannes Kepler v Prahe roku 1604. Dosial poslednou supernovou, ktorá bola viditelná volným okom bola supernova SN 1987A, ktorá vybuchla vo Velkom Magellanovom mraku, našej najbližšej galaxii. Vybuchla 24. februára 1987. Najslávnejšiu supernovu v celých doterajších dejinách astronómie zaznamenali cínski a japonskí hvezdári roku 1054. Vznietila sa v súhvezdí Býka, v maximálnej jasnosti bola porovnávatelná s Venušou, takže ju bolo možné pozorovat aj vo dne. V noci bola volným okom viditelná ešte dva roky po dosiahnutí maximálneho lesku. Tu vidíme, že aj v tomto prípade mala svetelná krivka supernovy priebeh typický pre všetky hviezdne explózie: náhly vzrast jasnosti pocas niekolkých hodín a potom ovela volnejší pokles, trvajúci snád desiatky rokov. Výnimocnost supernovy z roku 1054 spocíva v tom, že sa nám po nej zachoval nápadný pozostatok – Krabia hmlovina. Názov snád vystihuje istú podobnost vlákien hmloviny s krabími nohami. Podstatné je, že astronómovia boli schopní zistit rozpínanie Krabej hmloviny. Odtial bolo možné spätne vypocítat, kedy bola celá hmlovina sústredená v jednom bode – ukázalo sa, že práve pred deviatimi storociami. Hmlovina totiž predstavuje materiál, ktorý bol pri explózii supernovy rozptýlený do okolitého prostredia. Neutrónové hviezdy Výbuch supernovy nadobra temer úplne znicí. Doslova rozmetá celú hviezdu do kozmického priestoru. Ostane len pôvodné železné jadro, v ktorom však obrovská sila vtlací elektróny do protónov a vytvorí malú gulu s priemerom len dvadsat kilometrov, s hmotnostou až 500 miliónov ton na kubický centimeter, ktorá je len z neutrónov. Aby sa Zem premenila na rovnako husté teleso, musela by sa scvrknút na gulu s priemerom 30 metrov. Vo zvyšku hviezdy je hmota taká stlacená, že všetky atómy sú rozdrvené. Tento zvyšok hviezdy sa volá neutrónová hviezda. Neutrónové hviezdy sú síce miniatúrne, ale cast svojej žiarivosti si zachovajú, takže ich môžeme pozorovat. Niektoré z nich zaregistrujeme ako pulzary, lebo vyžarujú rádiové žiarenie, ktoré doletí až k nám vo forme velmi krátkych periodických impulzov. Pulzary Pulzary sú neutrónové hviezdy, ktoré sa velmi rýchlo otácajú okolo svojej osi a vysielajú zväzok rádiových vln alebo iného žiarenia v urcitom smere. Tento zväzok bliká do vesmíru ako maják na policajnom aute. Ak náhodou pretne Zem, môžeme ho pozorovat. Potom zmizne a znovu ho uvidíme, ked sa hviezda úplne otocí okolo svojej osi. Trvá to zlomok sekundy, alebo len pár sekúnd. Žiadna normálna hviezda nie je schopná rotovat tridsatkrát za sekundu, bez toho aby ju odstredivá sila neroztrhala. Musí teda urcite íst o kompaktné teleso. Výpocty ukazujú, že jedine neutrónová hviezda vydrží tak rýchlu rotáciu – vydržala by dokonca až 600 obrátok za sekundu. Takým spôsobom sa objavilo niekolko sto neutrónových hviezd. Volajú sa pulzary (z angl. pulsating stars), pretože ich žiarenie zachytávame vo velmi pravidelných intervaloch, akoby tieto hviezdy pulzovali. Prvý pulzar objavili v roku 1967 na britskom rádioastronomickom observatóriu v Cambridge. Cierne diery Ak je jadro hviezdy, ktorá vybuchla, velmi tažké, premení sa na objekt ešte zvláštnejší, ako je neutrónová hviezda: na ciernu dieru. Celá hmotnost obrovskej hviezdy sa scvrkne do priestoru, ktorý má priemer len niekolko kilometrov, ale úžasnú hustotu. Tento objekt má takú velkú prítažlivost, že navždy pohltí všetko, co sa k nemu priblíži. Táto sila je taká velká, že jej nemôže nic odolat. Cierna diera zachytáva aj svoje vlastné svetlo, preto je cierna. Je neviditelná, ale astronómovia ju môžu zaznamenat vdaka gravitacnému úcinku, ktorý okolo seba vyvoláva.