Když na nás hvězdy mrknou z noční oblohy, sotva si myslíme, že je vidíme takové, jaké byly před stovkami a tisíci lety. Tak dlouho trvá, než se fotony dostanou k našim očím a cestují rychlostí světla.
Mnohá ze vzdálených sluncí pravděpodobně již dávno zhasla, jiná, pro nás dosud neviditelná, se již narodila. O jejich vzhledu se dříve nebo později dozví naši potomci.
Stavební materiál pro hvězdy
Vyžaduje nová hvězda ke zrození obrovské množství vodíku? nejjednodušší ze všech existujících molekul. Skládá se ze dvou atomů a ty zase z jádra s jedním protonem, kolem kterého se v kvantovém oblaku rozprostírá jediný elektron.
A potřebujeme také deuterium, těžký vodík, jehož jádro obsahuje kromě protonu ještě jeden neutron? elementární částice, která nemá elektrický náboj.
Vodík? jedna z prvních látek vzniklých po velkém třesku poté, co hmota zahřátá na neuvěřitelnou teplotu v podobě protonů, neutronů, elektronů a dalších elementárních částic začala kondenzovat.
Fotografie hvězdy nejbližší Slunci – Proxima Centauri
Bezprostředně po velkém třesku
Molekuly vodíku vznikaly v gigantických množstvích, když teplota mladého Vesmíru poněkud poklesla a protony se začaly spojovat s elektrony.
Tato fáze začala podle moderních koncepcí již jednu sekundu po velkém třesku a trvala tři minuty; Během této doby teplota vesmíru prudce klesla.
Mladý vesmír se skládal ze 75 % vodíku, 25 % hélia a také ze stop dalších prvků? na bor (nepočítaje antihmotu).
Stavební materiál pro zrod hvězd byl připraven, ale samotná přítomnost vodíku nestačila. Molekuly se musely zkondenzovat natolik, že by gravitační přitažlivá síla mezi nimi vedla k termonukleární reakci.
Bezprostředně po velkém třesku byla hmota rovnoměrně rozložena ve vesmíru a pravděpodobně by zůstala oblakem vodíku, nebýt kvantových fluktuací, které vedly ke kolísání hustoty plynu a vytvářely určité struktury.
Otevřená hvězdokupa Plejády v souhvězdí Býka
hvězdná kolébka
Stopy těchto struktur lze stále detekovat ve formě kosmického záření na pozadí a mezihvězdných mlhovin ve vesmíru, skládajících se z vodíku a hélia. Právě z takového oblaku vodíku se tvoří hvězdy, když hustota plynu dosáhne určité, velmi vysoké úrovně.
Zároveň se zvýší teplota plynu a jeho molekuly začnou rotovat. Čím je oblak hustší, tím silnější je rotace a molekuly vodíku se srážejí a emitují fotony v infračerveném spektru.
Během rotace se molekulární mrak, nazývaný také hvězdná kolébka, zhroutí, ale zároveň vznikají odstředivé síly, které vytlačují zhuštěnou hmotu směrem ven. Takto vzniká protoplanetární disk, ve kterém mohou vznikat planety? s největší pravděpodobností to budou plynní obři jako Jupiter.
Hvězdná superkupa Westerlund 1
©ESO/VPHAS+ Survey/N. Wright
Zrození hvězdy
Asi po 50 milionech let se z oblaku plynu konečně stane protohvězda? rotující plazmová koule. Molekuly vodíku se přitom vlivem monstrózních teplot ničí a tvoří jednotlivé atomy.
Některé protohvězdy nikdy nedosáhnou teploty potřebné pro termonukleární fúzi. Takové protohvězdy tvoří hnědé trpaslíky, kteří se postupně ochlazují během několika set milionů let. Je jejich hmotnost malá? pouze 1–10 % slunečního záření.
Ale u velkých protohvězd proces kolapsu pokračuje, vnitřní teplota se zvyšuje, dokud energie atomů vodíku nedosáhne kritické hodnoty, při které začíná termonukleární reakce. Gravitační energie se změní v teplo, plazmová koule začne vyzařovat a gravitační kolaps se zastaví? naše hvězda je připravena.
Výbuch supernovy v galaxii M82 v souhvězdí Velké medvědice
©UCL/Observatoř University of London/Steve Fossey/Ben Cooke/Guy Pollack/Matthew Wilde/Thomas Wright
Život a smrt hvězdy
V důsledku termonukleární reakce se vodík přemění na helium, hvězda funguje jako naše Slunce. Po několika miliardách let je veškerý vodík uvnitř hvězdy vyčerpán, vodíkové jádro se mění na helium, i když reakce ve vnějším obalu stále pokračují.
Jádro helia se zvětšuje a zvětšuje, jeho hmotnost se zvětšuje a gravitační kolaps začíná znovu. Během této fáze se hvězda stává červeným obrem.
Uvnitř jádra hvězdy pod vlivem gravitační komprese opět probíhají termonukleární reakce: helium se mění na další prvky: uhlík, pak kyslík, křemík? až po železo.
Toto je konec naší hvězdy. Pokud je dostatečně masivní? osmkrát těžší než naše Slunce, může se proměnit v supernovu, která se po výbuchu rozptýlí do vesmíru. Výbuchy supernov mohou být jasnější než jejich galaxie.
Výsledná rázová vlna může vést ke stlačení dalších mezihvězdných mračen a vzniku nových hvězd. Záření nových hvězd však často může vyvolat řetězovou reakci, která dává impuls ke zrodu nových svítidel. Tak vznikají celé hvězdné generace.
Pevné planety přitom mohou vznikat z rozptýlené hmoty supernov v blízkosti nově vzniklých hvězd a také z četných asteroidů řítících se mezihvězdným prostorem.
