Vidíme je jako maličké body. Víme, že jsou to obří útvary. Jak velké a těžké jsou ve skutečnosti hvězdy, které pozorujeme na obloze? (délka blogu 5 min.)
Hvězdy musí být obrovské, jinak by nebyly hvězdami
Jedna z definicí hvězdy říká, že se jedná o útvar, který je schopen sám od sebe produkovat světlo. Světlo je přitom jen vedlejší produkt daleko důležitějšího procesu, který se koná v samém nitru hvězdy – termonukleární fúze.
Termonukleární fúze
V nitru hvězdy dochází při vysoké teplotě a tlaku ke slučování lehčích atomových jader do těžších. Během samotné termojaderné reakce se přitom uvolňuje velké množství energie. Tato energie není nahodilá – naopak odpovídá rozdílu hmoty výsledného jádra a původních jader.
Slučování jader není vůbec jednoduché. Kdyby tomu tak bylo, měli bychom sice k dispozici prakticky neomezený zdroj energie – ale těžko bychom to mohli ocenit. Neexistovali bychom ani my, ani vesmír kolem nás. Naštěstí (pro nás) ve vesmíru působí (jako jedna ze čtyř základních sil) elektromagnetická síla. Díky ní se například přitahují opačné náboje (kladný a záporný) a náboje se stejným znaménkem se odpuzují. Právě elektromagnetismus brání za normálních podmínek slučování lehčích jader do těžších.
K tomu, aby se to povedlo, je potřeba překonat přirozenou neochotu kladně nabitých jader atomů, aby se k sobě navzájem dostatečně přiblížily – tzv. Coulombovu potenciálovou bariéru. Její hodnota pro dva protony (jádra vodíku) činí celých 400 keV.
Energii, kterou potřebují lehká jádra ke sloučení do těžkých jader, získávají v praxi díky extrémním podmínkám – vysokému tlaku a teplotě. Efektivnějšímu průběhu reakce dopomáhá tzv. tunelový efekt, kdy se dvě částice mohou přiblížit navzdory bariéře. Dané extrémním podmínky se ve vesmíru vyskytují jen v extrémním prostředí – centrech hvězd.
Extrémní teploty a tlak
Podmínky, které jsou nutné pro vznik hvězdy, vznikají zahušťováním vesmírné hmoty. Ve vesmíru se pořád ještě nacházejí obrovské zásoby vodíku a helia, které vznikaly krátce pro Velkém Třesku. Určitá část se už stihla proměnit ve hvězdy, další na svou proměnu teprve čeká.
Mračno mezihvězdného plynu, které se dostalo do pohybu například výbuchem blízké supernovy, začíná kolabovat. Při kolapsu se zvyšuje jeho vnitřní tlak a plyn se zahřívá. To ale ke vzniku hvězdy nestačí. Mračno se musí zároveň ochlazovat, jinak by časem jeho vnitřní tlak vyrovnal vliv gravitační síly a proces by se zastavil.
Baryonická hmota (hmota, ze které se skládáme jak my, tak hvězdy kolem nás) se naštěstí umí ochlazovat velice dobře – přebytečné teplo vyzáří do okolí. Nedávno objevená tzv. Temná hmota takové štěstí nemá. Elektromagnetická síla na ni nepůsobí. Nemá tedy problém s Coulombovým valem, způsobeným dvěma stejnými náboji atomových jader - a mohla by se sdružovat do těžších jader… kdyby se jádra navzájem přiblížila natolik, že by mohla navzájem splynout. Mračna temné hmoty se ale zároveň neumí ochladit. Díky tomu, že na ně nepůsobí elektomagnetismus, neumí zářit. K jejímu dalšímu zahušťování tedy logicky nedochází.. Nejspíše proto nacházíme temnou hmotu ve vesmíru rozptýlenou do velkých oblaků.
Poté, co hmota vyzářila přebytečnou energii, může se dále zahušťovat díky působení gravitace. Celý proces se pak opakuje. Pokud má původní oblak k dispozici dostatečné množství hmoty, pokračuje zahušťování až do chvíle, kdy v centru takového oblaku plynu začnou panovat podmínky příznivé pro zažehnutí termonukleární fúze.
Nejlehčí hvězda
Takové podmínky odpovídají zhruba 10 000 000 stupňů. To je opravdu vysoká teplota. Protože vesmír nezná plýtvání – musí hvězda takové podmínky vytvořit jen ve svém centru. Její obaly jsou daleko chladnější. Například viditelný povrch Slunce má už jen kolem 5000 °C.
Pomocí výpočtů se dá zjistit, jaké množství plynu je potřeba k dosažení potřebné teploty. Minimální hmotnost, která umožní termonukleární fúzi je 75násobek hmotnosti Jupiteru, tedy zhruba 24 000násobek hmotnosti naší Země. Pro srovnání – je to 7 % hmotnosti Slunce. Naše centrální hvězda tedy nepatří k těm nejlehčím.
Nejtěžší hvězda
Jak těžká musí být nejlehčí hvězda, je tedy zřejmé. Existují také opačná omezení, která určují maximální hmotnost hvězdy? Vesmír se řídí jednoduchými, ale neúprosnými zákony. Nejspíš vás tedy neudiví, že se jimi omezuje také maximální velikost nově vznikajících hvězd.
Na vzniku hvězdy se podílejí obrovská oblaka plynu. Poté, co se zažehla termonukleární fúze v jejím nitru, začíná hvězda zářit. Energii, která se uvolňuje při fúzi, nestojí v cestě žádná překážka. Prodírá se tedy hvězdným plynem k jejímu povrchu. Původní vysoce energetické záření se předává od atomu k atomu, při své cestě ztrácí více a více energie. Když se nakonec po dlouhých letech dostane na povrch hvězdy, má už tak nízkou energii, že se nachází v té části elektromagnetického spektra, které jsme schopni vidět svýma očima. Spolu s různými částicemi, které nově vzniklou hvězdu opouštějí, tvoří toto záření tzv. hvězdný vítr.
Obří oblak plynu, ze kterého by mohla vzniknout velice hmotná hvězda, v momentě, kdy na něj začne působit tlak záření, zatím ale pořád ještě kolabuje. Tento kolaps se tlakem hvězdného větru naruší a nová komponenta (hvězdný vítr) pak přebytečnou hmotu „odvane“.
Výpočty se dá zjistit, že vrchní hranice pro vznik velice hmotných hvězd činí zhruba 300 hmotností Slunce. V praxi jsou procesy, které doprovázejí vznik hvězd, komplexnější. Proto je tato vrchní hranice jen přibližná a může se podle lokálních podmínek trochu měnit.
Za nejtěžší hvězdu v našem okolí je považována R136a1, která je zhruba 265x těžší než Slunce a je 9 000 000x jasnější. Byla objevena ve Velkém Magellanově oblaku.
Zdroje:https://arxiv.org/pdf/1603.04994.pdf, spektrum.de, astronomie.de
