Co zbude po hvězdných explozích: Bílí trpaslíci, neutronové hvězdy či planetární mlhoviny (1)

Život každé hvězdy představuje permanentní boj. Na jedné straně ji gravitace neustále nutí ke smršťování. Pokud by působila pouze gravitace, všechna kosmická tělesa by se zhroutila do podoby hmotného bodu. A fyzikové by měli velkou radost: Pro hmotné body se totiž fyzikální rovnice řeší mnohem snáz než pro rozlehlé objekty.

Na straně druhé stojí vnitřní síly, přesněji řečeno gradient tlaku, který má v nitru hvězdy několik složek – hlavně tlak plynu a tlak záření. Tlak plynu je dán jeho stavovou rovnicí, tedy především hustotou a teplotou, tlak záření pak výkonem termojaderného reaktoru v nitru. Tlak záření je přitom ve sledované válce rozhodujícím faktorem, jenž určuje, kdo vyhraje konkrétní bitvu. Někdy jsou to vnitřní síly, jindy gravitace. Přes veškeré dílčí úspěchy vnitřních sil však nakonec zvítězí gravitace – i když se v některých případech jedná o vítězství Pyrrhovo. 

Chemická laboratoř v nitru

Na počátku života dostane hvězda od matečné mlhoviny do vínku vodík, trochu helia a nepatrné množství dalších prvků. V případě Slunce jsou těchto dalších prvků – tedy kovů, jak již víme – jen necelá 2 %. Protohvězda kontrahuje a mění se ve sférický objekt; teplota v nitru roste a poměrně záhy dosáhne hodnoty, kdy se zapálí dlouhodobě udržitelná termojaderná reakce – „spalování“ vodíku na helium. Hvězda se ocitá na hlavní posloupnosti Hertzsprungova-Russellova diagramu, kde také vydrží nejdéle: U málo hmotných stálic se jedná o desítky miliard let, u těch obřích o desítky milionů. 

V nitru Slunce se každou sekundu přemění 600 milionů tun vodíku na 595 milionů tun helia. Chybějících pět milionů tun látky vyzáří naše hvězda do okolního prostoru. Jakmile dojde vodík v jádru, jde o začátek konce dané stálice. Vodíkové hoření se přesune do okolní slupky, vyrábí se víc energie než předtím, tlak záření roste. Hvězda expanduje. Nafouknuté monstrum označují astronomové pojmem „červený obr“. V samotném nitru zůstává heliové jádro, které gravitačně kolabuje a ohřívá se. Jakmile teplota přesáhne sto milionů stupňů, helium se zapálí. Hvězda splaskne. Tlak záření způsobený hořením helia v jádru a současně vodíku ve slupce je vyšší než na hlavní posloupnosti, stálice je tedy rozměrnější než na hlavní posloupnosti. Stává se z ní oranžový obr. 

A historie se opakuje. Helium v jádru dochází, zapaluje se ve slupce, v jádru se ukládá uhlík, dusík a kyslík. Aktivní život hvězdy podobné Slunci zde končí. Hoření heliové slupky je nestabilní, obálkou stálice pronikají rázové vlny a rozfukují ji po okolí. Vzdálení pozorovatelé v tu chvíli studují planetární mlhovinu. Gravitační kolaps horkého uhlíko-dusíko-kyslíkového jádra je trvale zastaven tlakem plynu, který prošel elektronovou degenerací. Rodí se bílý trpaslík. 

Aktivní život hmotnějších hvězd však pokračuje, rozpínají se ještě víc a mění se v rudého nadobra. Zapalují se termojaderné reakce uhlíko-dusíko-kyslíkového popela. Vzniká křemík, neon a další prvky. Stálice připomíná gigantickou cibuli se střídajícími se slupkami aktivního a neaktivního materiálu. Život jde dál až… se v nitru objeví prvky skupiny železa.

Grandiózní finále

Železo se již nemůže dál termojaderně slučovat na těžší prvky samovolně. Aby mohly proběhnout složitější termojaderné reakce, musela by se dodat energie – a ta není v danou chvíli k dispozici. Gravitace podniká finální ofenzivu: Jádro naposledy kolabuje a vnější slupky jej s určitým zpožděním následují. Jádro už ovšem nemůže kolabovat dál, jednotlivé vrstvy do sebe narážejí jako do zdí. Vzniká mohutná rázová vlna, šíří se ven a velkou rychlostí vyvrhuje napadající vnější obálky. Jádro prochází neutronovou degenerací, při níž vzniká nepředstavitelné množství neutrin. Ta formují sekundární rázovou vlnu, která únik vnějších obálek urychlí. Jev probíhá rychleji, než čtete tento text – za necelou sekundu je vše rozhodnuto. Hvězda exploduje jako supernova. Gravitace sice zvítězila, ale nezískala mnoho. 

Konečně, výbuch představuje rezervoár energie nutné k fúzi těžších prvků. Vzniká při něm stříbro, zlato, platina i uran. Stálice však kvůli tomu musí zemřít a na jejím místě zbude přinejlepším pozůstatek jádra v podobě neutronové hvězdy. Od téměř bodového objektu (neutronové hvězdy mají v průměru kolem 20 km) se rozpínají trosky někdejší stálice a smísí se s mezihvězdnou látkou i s relikty jiných supernov. Supernovy tedy účinně obohacují mezihvězdný materiál o těžší prvky, a nově se rodící stálice jich tak mají od počátku k dispozici víc než jejich předchůdkyně. Těžší prvky se pak zachovají v jejich protoplanetárních discích, z nichž se zformují planety. A na těch už zlatokopové nebudou bez práce a červené krvinky bez železa!

Katastrofické důsledky

Zmíněný výbuch ovšem není pouze zdrojem základních stavebních kamenů života a šperkařství. Podstatná část energie se uvolní ve své nejčistší formě – v záření. A to ve velmi tvrdém záření, v rentgenové a gama-oblasti spektra. Blízká supernova by rozpustila ozonovou vrstvu v atmosféře naší planety a vystavila by život na Zemi přímému zhoubnému vlivu slunečního ultrafialového záření. Došlo by ke zvýšenému výskytu nádorových onemocnění kůže, ale především k přerušení potravního řetězce. Některé formy planktonu stojící na jeho samém počátku jsou totiž na UV záření obzvlášť choulostivé. Nezanedbatelnou část atmosférického kyslíku navíc produkuje zelený plankton – a i ten by byl brzy vyhuben, samozřejmě s katastrofickými důsledky.

Naštěstí se ukazuje, že by se podobná supernova musela nacházet méně než 25 světelných let (ly) od Země. Žádný kandidát však tak blízko neleží. Obří hvězdy jsou totiž velmi zářivé a pozorovatelné na velké vzdálenosti. Jejich statistika je tak na rozdíl například od červených trpaslíků v blízkém slunečním okolí zcela jistě kompletní. Jednoho z nejbližších kandidátů na supernovu představuje ve vzdálenosti 250 ly Spica – nejjasnější hvězda Panny. Ještě o něco dál – asi 600 ly – leží Betelgeuze, nejjasnější stálice Orionu, která již dokonce dospěla do pokročilého stadia rudého nadobra a může vybuchnout doslova každým dnem. Stala by se tak na několik týdnů nejjasnějším objektem nejenom hvězdného nebe – viděli bychom ji i ve dne, přičemž by se jasností zřejmě vyrovnala Měsíci v úplňku!