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.