Axina

Na ilustračním obrázku je infračervený snímek mlhoviny Trifid v souhvězdí Střelce. Byl pořízen pomocí Spitzerova kosmického dalekohledu. Pomocí tohoto přístroje byla identifikována více než stovka nově zrozených hvězd a asi 3 desítky stálic v embryonálním stádiu ukrývajících se v této mlhovině.

Axina

Vznik hvězd

Hvězdy se rodí z mezihvězdného plynu a prachu. Vznikají v celých skupinách v obřích prachoplynných mlhovinách, kde převážná část hmoty je tvořena vodíkem. Je-li mezihvězdný oblak dost hustý, začne se pozvolna smršťovat. Prachové částečky i atomy plynů jsou přitahovány ke společnému těžišti gravitační silou. Oblak, z něhož se hvězda začne tvořit, má rozměry zhruba jednoho světelného roku. Na pozadí svítících mlhovin lze často pozorovat tmavé kulové shluky – zárodky budoucích hvězd. Jsou tmavé, protože mají nízkou teplotu. Smršťováním se teplota hvězdného zárodku zvyšuje. Dosáhne-li asi 3 000 stupňů na okraji, vznikne útvar zvaný protohvězda. Zárodečná plynná koule má v průměru kolem 10 miliard kilometrů. Její vývoj určuje skoro výlučně gravitace. Ta je odpovědná za pokračující smršťování protohvězdy i za uvolňování zářivé energie. Výpočty naznačují, že konečná fáze smršťování probíhá na astronomické poměry až neuvěřitelně rychle. Během několika set tisíc let smršťování v podstatě končí. Nejvyšší teplota je blízko středu protohvězdy. Když vzroste asi na 7 000 000 stupňů, zažehne se termonukleární reakce. Vodík se začne měnit na hélium. Zrodila se hvězda.

Obecně lze říci, že mezihvězdná látka v Galaxii se skládá jednak z původního materiálu, z něhož se Galaxie tvořila a jednak z látky, která prošla složitými přeměnami uvnitř hvězd, které ji pak znovu vrátily do mezihvězdného prostoru. Prvotní látka je tvořena převážně vodíkem a héliem. Druhotně vytvořená látka je chemicky mnohem složitější. Za dlouhou dobu existence Mléčné dráhy se oba typy látky natolik promíchaly, že je obvykle od sebe nemůžeme rozlišit.

Souvislost mlhovin a žhavých hvězd není jen statisticky náhodná. Je doslova genetická. Mlhoviny obklopující žhavé hvězdy mohou být jednak pozůstatkem materiálu, z něhož se hvězda tvořila, jednak průvodním jevem některých fází vývoje hvězdy. Astrofyzikové poctivě přiznávají, že úvahy o vzniku hvězd zápasí se závažným problémem, který souvisí s chemickým složením mezihvězdné látky. Výpočty totiž ukazují, že je velmi obtížné přimět ke kondenzaci mezihvězdnou hmotu, která neobsahuje „nečistoty“ v podobě křemičitých a uhlíkatých prachových zrníček. Podle dnešních představ o vzniku galaxií je prvotní mezihvězdná látka „čistá“, tj. skládá se pouze z vodíku a hélia. Proto je dosud nejasné, jak z této čisté látky vznikly hvězdy první generace. Buď jak buď, navzdory naší neznalosti první generace hvězd v galaxiích prokazatelně vznikají. V průběhu svého života pak vyvrhují buď část, nebo i většinu své hmoty zpět do mezihvězdného prostoru. Tato hmota je (díky vysokým teplotám a tlakům panujícím v nitru hvězd) už chemicky přeměněna a přispívá k potřebnému „zašpinění“ prvotní mezihvězdné látky. Z tohoto chemicky složitějšího materiálu pak vnikají hvězdy druhé a další generace.

Zánik hvězd

Hvězda žije, dokud v jejím nitru probíhají termonukleární reakce, tj. přeměna lehkých prvků na těžší. Tato postupná přeměna začíná nejlehčím prvkem – vodíkem – a končí železem. Železo je vlastně popel hvězd. Nelze z něho už žádnou termonukleární reakcí dostat energii. Hvězda tedy může žít tak dlouho, dokud se v jejím nitru nepřemění prvky na železo. Tím končí dodávka energie pro hvězdu a hvězda končí svůj život. Samotný konec hvězdy je velmi dramatický. Železné nitro hvězdy velmi rychle vychladne a v několika sekundách se pod vlastní tíhou zhroutí. Toto zhroucení – prudké smrštění ke středu hvězdy – se nazývá gravitační kolaps. Zatímco život hvězdy trvá milióny až miliardy roků, gravitační kolaps se odehrává v několika sekundách. Kde se zastaví obrovské masy plynů, řítící se obrovskou rychlostí ke středu hvězdy?

Je-li hvězda malá, zhroucení se zastaví na velikosti Země a pozůstatek se pak nazývá bílý trpaslík. Za stovky miliard let se bílý trpaslík ochladí natolik, že již nebude viditelný a stane se černým trpaslíkem. Vezmeme-li v úvahu celou dosavadní historii vesmíru (asi 13,7 miliardy let), musí i ten nejstarší bílý trpaslík stále vyzařovat na teplotách několik tisíc stupňů. Bílý trpaslík se občas vyskytuje v páru s rudým obrem. Tyto hvězdy obíhají okolo společného těžiště v takové blízkosti, že se gravitačně ovlivňují a bílý trpaslík na sobě hromadí hmotu svého hvězdného souseda. Jakmile získá dostatečného množství vodíku, prudce zažehne termonukleární reakci a na zemi je možné pozorovat novu.

Větší hvězdy se smrští až na průměr několika kilometrů. Výsledek je neutronová hvězda. Vysokými tlaky jsou elektrony vtlačeny do prostor jader železa a protony se změní v neutrony. Hustota neutronové hvězdy může být až miliony tun na kubický centimetr. Při vzniku neutronové hvězdy se uvolní obrovské množství energie, která rozptýlí horní vrstvy hvězdy do okolního mezihvězdného prostoru. Tomuto jevu říkáme supernova. Při smrštění se neutronová hvězda prudce roztočí, protože přebrala od původní hvězdy nejen hmotu, ale i moment hybnosti. Otáčí se přibližně jednou za vteřinu, kdežto mateřská hvězda potřebovala k jednomu otočení kolem své osy několik hodin až dnů. Jestliže je na povrchu neutronové hvězdy žhavá oblast, pozorujeme záblesk, kdykoli je k nám tato žhavá oblast přivrácena, což je velmi často, přibližně každou vteřinu. Takové neutronové hvězdě se říká pulsar.
Nejznámější zbytky po výbuchu supernov:
SN 1006. Nejjasnější zaznamenaná supernova vzplála v roce 1006 v souhvězdí Vlka. Dobové záznamy dokládají její pozorování v Egyptě, Iráku, Jemenu, Itálii, Švýcarsku, Číně a Japonsku.
SN 1054. Na místě supernovy z roku 1054 se dnes nachází Krabí mlhovina v souhvězdí Býka. Supernova byla zaznamenána čínskými astronomy a původními obyvateli Ameriky.
SN 1604. Poslední známá supernova v Mléčné dráze vzplála v roce 1604 v souhvězdí Hadonoše. Byla pozorována Johannem Keplerem v Praze.

Existuje ještě třetí způsob zániku hvězdy. Nastává při kolapsu velmi hmotných hvězd. Tlaky řítících se mas hmoty jsou tak obrovské, že je nemůže nic zastavit. Hvězda se zhroutí do prostoru, jehož poloměr je menší než tzv. Schwarzschildův poloměr (u hvězd průměrné hmotnosti se rovná jednotkám kilometrů). Nepozorujeme ani supernovu, ani rozptýlenou mlhovinu. Hovoříme o vzniku tzv. černé díry. Podle teorie relativity by těsně před zhroucením hvězdy mělo dojít k vyzáření gravitačních vln, což dosud nebylo potvrzeno měřením. Z hvězdy neuniká do mezihvězdného prostoru ani jediný paprsek světla. Prostor kolem hvězdy jakoby se uzavřel. Poznámka: Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr (Hawkingovo záření).

Fotografie:

Velká mlhovina v souhvězdí Orionu (M 42, NGC 1976), nejbližší a největší známá oblast, kde vznikají tisíce nových hvězd
Molekulární oblak v emisní mlhovině Roseta (NGC 2237, NGC 2238, NGC 2239) v souhvězdí Jednorožce
Sloupy stvoření, část Orlí mlhoviny (M 16, NGC 6611) v souhvězdí Hada

Zdroje:

Jiří Grygar, Zdeněk Horský, Pavel Mayer: Vesmír
Josip Kleczek: Naše souhvězdí
Wikipedie

20.03.2012, 00:07:00   Publikoval Axinakomentářů: 9