Cierne diery

Cierne diery
Zo zákonitostí vývoja hviezd plynie, že cierne diery musia vznikat na konci života
velmi hmotných nebeských telies.
Látka tvoriacu bežnú hviezdu, podobnú nášmu Slnku, je pod vplyvom dvoch
protichodných síl. Jednou z nich je gravitácia, ktorá sa snaží hviezdu zmrštit k centru,
a druhou tlak, respektíve tlak horúceho plynu, ktorý sa snaží naopak roztiahnut. Pri
rovnosti obidvoch síl je hviezda v rovnováhe. Horúca hviezda avšak neustále vyžaruje
zo svojho povrchu energiu. Pokial by tieto straty neboli nicím nahradzované, stratila by
hviezda svoju tepelnú energiu a zacala by sa zmrštovat. K tomu nedochádza, pretože
v blízkosti jej stredu panujú obrovské teploty a prebiehajú termonukleárne reakcie,
doprevádzané uvolnovaním velkého množstva energie. Jadrovému spalovaniu je tu
podrobený najprv vodík, potom hélium a nakoniec tažké prvky, uhlík, kyslík atd. Práve
tieto termonukleárne reakcie dodávajú energiu, ktorú hviezda vyžaruje do priestoru.
Doba, cez ktorú prebieha jadrové spalovanie, je aktívnou periódou v živote hviezdy.
Zásoba jadrového paliva hviezdy sa casom vycerpá. Kedy k tomu príde, závisí od
rýchlosti, ktorou hviezda energiu vyžaruje, a na zásobách jadrového paliva. A obidva
tieto faktory sú závislé od hmotnosti, preto i dlžka života hviezdy je urcená jej
hmotnostou. Hviezdy, ktorých hmotnost je rovná hmotnosti Slnka, žijú približne 10
miliárd rokov. Tažšie hviezdy žijú kratšie; hviezda s hmotnostou rovnou trojnásobku
hmotnosti Slnka žije asi jednou miliardu a hviezda desatkrát tažšia ako Slnko iba 100
miliónov rokov.
Ked zacne dochádzat zásoba jadrového paliva, zacne sa hviezda, stále strácajúca
energiu žiarením, postupne zmrštovat. Pokial jej hmotnost neprevyšuje 1,2 hmotnosti
Slnka, ( presná hodnota maximálnej hmotnosti bieleho trpaslíka ( tzv.
Chandrasekharova medza ) ale závisí na detailoch modelu, rozhodne však neprekracuje
1,5 hmotnosti Slnka) zmrštovanie sa zastaví, ked polomer hviezdy poklesne na
niekolko tisíc kilometrov ( velkost hviezdy je potom radovo rovná velkosti Zeme, jej
hmotnost je ale mnohonásobne väcšia ). Hustota látky uprostred hviezdy dosahuje
hodnoty až 10 12 - biliónov kilogramov na meter kubický ( je teda viac ako sto
miliónonkrát väcší ako hustota v strede Zeme .Také hviezdy sa nazývajú „ biely
trpaslíci “. Po svojej premene v bieleho trpaslíka hviezda postupne chladne, bez toho
aby pritom podstatne menila svoj rozmer. Na rozdiel od hviezdy „ hlavnej populácie “ ,
tj.
hviezdy, z ktorej sa biely trpaslík vyvinul v nom bol tlak podmienený práve vysokou
teplotou udržovaný jadrovým horením, je tlak potrebný k udržovaniu rovnováhy
bieleho trpaslíka vyvolaný kvantovými silami; tie vznikajú medzi dostatocne tesne
nakopenými elektrónmi plazmy tvoriacej hviezdu. V podmienkach, aké vo hviezde
panujú, tento tlak prakticky nezávisí od jej teploty. Názov „biely trpaslík“ vznikol z
toho, že nejakú dobu majú povrchové vrstvy tohoto konecného štádia hviezdy vysokú
teplotu a jasne žiari bielym svetlom. Postupne táto hviezda chladne a mení sa na
„cerveného trpaslíka“, bez toho aby menila dalej svoj rozmer.
Ak je pociatocná hmotnost hviezdy väcšia ako 1,2 slnecnej hmotnosti, potom sa
jej zmrštovanie nezastaví v okamžiku, ked hustota dosiahne hodnoty 10 12 kilogram
na meter kubický. Pri väcších hustotách sa rozbehnú jadrové reakcie, ktoré spotrebujú
znacné množstvo energie; preto sa naruší rovnováha medzi tlakovou silou a
gravitacnou prítažlivostou a hviezda sa zacne prudko zmrštovat.
V priebehu tohoto zmrštovania môže dôjst k jadrové explózii, ktorú pozorujeme
ako vzplanutie supernovy. Výbuch supernovy je velmi efektný jav, pri ktorom svietivost
objektu môže po dobu niekolkých týždnov dosiahnut hodnoty prevyšujúce svietivost
všetkých hviezd celej galaxie dohromady. Je to jav, ku ktorému dochádza v galaxii
radovo raz za sto rokov, a astronómovia ho bežne pozorujú v iných galaxiách. O
vzplanutí supernovy v blízkosti Zeme, že ho bolo dobre možné pozorovat volným
okom, vieme z historických záznamov. Pri tomto výbuchu hviezda odmrští svoje vrchné
vrstvy a jej jadro sa zmení na neutrónovú hviezdu. Gravitacná prítažlivost stlací jadro
hviezdy natolko, že v jej vnútri dosiahne hustota hodnôt zrovnatelných s hustotou
atómového jadra, to znamená 10 17 až 10 18 kilogramov na meter kubický.
Neutrónová hviezda vlastne predstavuje zvláštny typ atómového jadra o priemere
rovného niekolkým desiatkam kilometrov. Jadrové castice ( nukleóny ) tvoriace hviezdu
sú v nej natesnané velmi blízko jedna vedla druhej. Pokial hmotnost hviezdy
neprevyšuje hmotnost Slnka viac ako dvakrát, dokážu kvantové sily medzi jadrovými
casticami vytvorit dostatocný tlak, a k dalšiemu zmrštovaniu hviezdy nedochádza.
Vytvorí sa rovnovážny konecný stav vychladnutej hviezdy. Ak však hovoríme, že
neutrónová hviezda je chladná, môže sa zdat z pozemského hladiska toto oznacenie
celkom nevhodné. V tak hustom „plyne“, ktorý tvorí neutrónovú hviezdu, nezávisí totiž
tlak na teplote, i ked teplota dosahuje niekolko sto kelvinov, preto astrofyzici casto
zjednodušene hovoria o neutrónovej hviezde ako o chladnej, aj ked teplota v jej vnútri
dosahuje hodnoty niekolko stoviek miliónov kelvinov a na povrchu milióny kelvinov.
Aký osud ale caká hviezdu, ktorá má po vycerpaní jadrového paliva, zmrštení a
všetkých procesoch, ktorými sa môže zbavit vonkajších obálok, stále hmotnost
prevyšujúcu kritickú hodnotu, hodnotu dvojnásobku slnecnej hmotnosti ? Výpocet
ukazuje, že v takom prípade ani obrovský tlak superhustej jadrovej látky nedokáže
zadržat zmrštovanie hviezdy v dôsledku vlastnej gravitacnej prítažlivosti a hviezda sa
neodvratne zmení na ciernu dieru.