Veleobři a hyperobři: Hvězdná monstra s nadváhou (1.)
Hvězdy jsou skutečným kořením kosmu. I když laika může pohled na noční oblohu zmást, ve skutečnosti tvoří stálice jen něco málo přes čtyři promile hmotnosti vesmíru. Většinou jde přitom o relativně nepříliš hmotná tělesa – velké hvězdy, veleobři a hyperobři představují naprostou vzácnost
V kosmu podle posledních výzkumů drtivě převažují exotické, těžko uchopitelné substance temné energie (68,3 % celkové hmotnosti vesmíru) a temné hmoty (26,8 %). Zbývající 4,9 % tvoří baryonická, tedy atomární látka. Ovšem z tohoto mála je více než devět desetin obsaženo v mezihvězdném a mezigalaktickém plynu – a zbytek připadá na hvězdy. Ostatní pro člověka důležitá tělesa (planety, měsíce nebo živé organismy) představují už jen zcela nepodstatné smetí.
Zvedneme-li za jasné bezměsíčné noci hlavu k obloze, bude se nám zdát, že vidíme miliardy hvězd. Kdybychom se však pustili do poctivého počítání, zjistili bychom, že pouhým okem dokážeme rozlišit jen asi tři tisícovky zářících bodů. Jejich počet pak prudce poroste, vezmeme-li si k ruce dalekohled: soustřeďuje totiž více světla než neozbrojené oko, a tak nám ukáže i slabší stálice, jichž je na obloze přirozeně více. Již lovecký triedr nám umožní spatřit více než půl milionu hvězd.
Kdybychom chtěli sestavit statistiku typů hvězd podle pozorování ze Země, nedostali bychom správné výsledky. Stálice, které vidíme, podléhají výběrovému efektu – klamavé iluzi způsobené tím, že mají různou hmotnost, a tudíž i různý zářivý výkon. Obecně platí, že málo hmotné hvězdy jsou šetřivé a nevyzařují do okolí tolik světla, zatímco jejich velké kolegyně plýtvají a září mnohem více. Ze statistického hlediska se celková svítivost hvězdy zvětšuje s třetí až čtvrtou mocninou její hmotnosti. Naproti tomu množství světla zachyceného pozorovatelem na Zemi klesá s druhou mocninou vzdálenosti zmíněného objektu. Závislost svítivosti na hmotnosti tak celkově vzato převáží, a hmotnější hvězdy lze tudíž pozorovat na větší vzdálenosti. Z pěti stovek nejjasnějších stálic na obloze jsou jen tři hmotnější než Slunce; zdálo by se tedy, že přinejmenším naši Galaxii prostupují obří hvězdy, opak je však pravdou: ve slunečním okolí je 90 % hvězd méně hmotných než Slunce a hvězdní obři představují vzácnost.
Jak vznikají hvězdy?
Hvězdy vznikají gravitačním kolapsem prachoplynného oblaku – obřího molekulového mračna. Kolaps probíhá hierarchicky: obří oblak s celkovou hmotností mnoha tisíc sluncí se postupně drobí, až z hustých jader – globulí – skutečně vznikají zárodky hvězd. Globule jsou v centru oblaku přirozeně větší a hustší, obsahují tedy více použitelného materiálu než na okrajích mlhoviny. Z molekulového mračna vzniká celé spektrum stálic s nejrůznějšími hmotnostmi, obvykle je však více těch lehčích než hmotných. Gravitační kolaps se odehrává velmi rychle, přičemž je jeho rychlost přímo úměrná hmotnosti jádra globule: zárodky hmotných hvězd v zásadě vzniknou za několik desítek tisíc let, zatímco zárodkům stálic podobných Slunci to trvá stovky tisíc roků.
Chtělo by se říct, že čím více materiálu je k dispozici, tím hmotnější hvězda může vzniknout. Podle uvedené představy by pak pro hmotnost těchto vesmírných těles neexistoval fyzikálně daný limit. Podíváme-li se však do blízkého i vzdáleného kosmu, prakticky nenajdeme hvězdné obry s hmotnostmi přesahujícími sto sluncí. Je tedy hmotnost hvězd shora omezena? Zřejmě ano a podepisují se na tom nejspíše dva jevy, přičemž jeden z nich už při samotné jejich tvorbě.
Hmotné hvězdy vznikají z velkých hustých globulí v centru obřího molekulového mračna poměrně těsně vedle sebe. Pro každou z nich je tudíž k dispozici pouze omezené množství materiálu. Proces probíhá ve stylu „kdo dřív přijde, ten dřív mele“. V tomto konkurenčním prostředí nemůže jedna hvězda nabrat veškerý materiál, ale jen to, co stihne, než ji předstihnou její sourozenci. Pokud se navíc některý z nich vyvine dříve, jeho silný hvězdný vítr ze svého relativně rozměrného okolí vyfouká zbytky zárodečné mlhoviny, a nedá tak svým méně vyvinutým bratrům a sestrám další šanci posbírat byť jen drobky.
Druhým efektem je pak převládající jaderná reakce v nitru tělesa, při níž dochází ke slučování vodíku na helium, jež může probíhat dvěma zcela odlišnými procesy. U hvězd slunečního typu je běžný tzv. proton-protonový cyklus, kdy se čtyři vodíková jádra přemění přímo v helium. Uvedený proces se odehrává při teplotách vyšších než sedm milionů stupňů a výtěžnost reakce závisí přibližně na čtvrté mocnině teploty látky. U hmotnějších hvězd se však realizuje slučování vodíku v CNO cyklu, kdy těžší prvky, například uhlík, dusík a kyslík, působí jako katalyzátory. Uvedená reakce má vyšší zápalnou teplotu (asi deset milionů stupňů), avšak mnohem strmější tepelnou závislost, její výtěžnost se zvětšuje s patnáctou až dvacátou mocninou teploty.
Hvězdy přes míru
Je zřejmé, že v nitru obřích hvězd převažuje druhá zmíněná reakce. Jejím prostřednictvím těleso rychle spaluje přidělené palivo a mění jej na záření. Za hýřivost však platí daň nejvyšší – má jen velmi krátký život. U stálic, jejichž hmotnost přesahuje asi 120 sluncí, je pak tempo CNO cyklu tak vysoké, že vznikající záření rozfukuje hvězdnou obálku do okolí a intenzivně připravuje vesmírný objekt o materiál. Jde o jakýsi samoregulační mechanismus, podle nějž by se hvězdy přesahující uvedený limit neměly v kosmu prakticky vůbec vyskytovat.
Jak je tedy možné, že se nedávno podařilo v blízké galaxii Velkého Magellanova oblaku objevit stálice, jejichž odhadovaná hmotnost přesahuje 200násobek hmotnosti Slunce? Klíč tkví zřejmě v chemickém složení mateční mlhoviny. Látka v naší Galaxii již minimálně jednou prošla vývojovým cyklem hvězd, a je proto značně obohacena o těžší prvky, mimo jiné též o katalyzátory CNO reakce. V nitrech hvězdných obrů v Mléčné dráze tudíž skutečně probíhají jaderné reakce zmíněným mechanismem, a platí tak teoretický limit asi 120násobku hmotnosti Slunce.
Plyn ve Velkém Magellanově mračnu však na těžší prvky tolik bohatý není. I v obřích hvězdách tedy probíhá značná část jaderných reakcí méně výtěžným proton-protonovým cyklem, přičemž taková tělesa mohou žít ve srovnání se svými protějšky v naší Galaxii déle a rovněž nabývat větších hmotností. Produkce záření, jež vyvažuje vlastní gravitaci vnějších vrstev, totiž není tak překotná.
Ostatně i v Mléčné dráze jsme takové stálice v minulosti našli. Šlo o hvězdy první generace tvořené výhradně vodíkem a heliem, tedy prvky vzniklými při Velkém třesku, které mohly nabývat hmotností až kolem 500násobku hmotnosti Slunce. Zmíněné objekty již dávno zanikly, avšak převážná část těžších chemických prvků patří k jejich produktům.
