Veleobři a hyperobři: Hvězdná monstra s nadváhou (2.)

Nejčastějšími hvězdami ve vesmíru jsou červení a žlutí trpaslíci. Najdou si však i hvězdy, jejichž hmotnost a velikost přesahuje více než stonásobně rozměry běžné hvězdy, jako je naše Slunce (viz první část článku). Taková monstra potřebují ke svému vzniku velké množství molekulárního prachu a plynu.

Jsou obři opravdu obří?

Pojem „obr“ je při popisu hvězd poněkud matoucí. Tělesa označovaná za obry byla poprvé klasifikována při sestavování Hertzsprungova-Russelova (H-R) diagramu, jenž graficky vyjadřuje závislost spektrálního typu hvězdy (povrchové teploty) na její celkové svítivosti. Již víme, že svítivost souvisí s hmotností – přinejmenším u hvězd ve stabilním stavu –, a tak se hmotnější objekty koncentrují ve svrchní části grafu. Jenže celková svítivost hvězdy závisí také na celkovém povrchu její fotosféry, tedy na druhé mocnině rozměru tělesa. Současně s hvězdami opravdu hmotnými se tudíž ve svrchní části H-R diagramu objeví i jejich ne tak úplně hmotné, avšak rozměrné kolegyně. Oba typy pak astronomové označují jako obry. 

Nejdéle známý typ z této kategorie představují červení obři. Jedná se o vývojové stadium hvězd, jejichž hmotnost je srovnatelná s hmotností Slunce nebo větší, přičemž se u nich vyčerpalo palivo v jádře a k jadernému hoření dochází ve slupce. V této fázi probíhají jaderné reakce ve vysokém tempu, tlak záření tedy těleso rozepne do vskutku obřích rozměrů. Mimochodem, Slunce se v závěrečných stadiích své existence rozepne za dráhu Země, ale fotosféry skutečně hmotných hvězd by na jeho místě dosahovaly až k orbitě Saturnu. Takové stálice opravdu patří k největším ve vesmíru. Rozepnutá obálka je však celkově chladnější, a její teplota tudíž odpovídá spektrálním typům, které označujeme jako červené. Odtud pak tito vesmírní vysloužilci získali svůj barevný přívlastek. Nicméně hvězdy spadající do skutečně těžké váhové kategorie se do stadií rudých obrů běžně nedostanou. A přestože tedy platí, že čím je rudý obr hmotnější, tím je větší, nejsou nejhmotnější známé hvězdy v skutečnosti těmi největšími. 

Nejhmotnější hvězdy vznikají v samotném centru matečného molekulového oblaku, a měli bychom je proto hledat v centrech mladých hvězdokup. Vzhledem k uvedenému však hvězdní cvalíci žijí jen krátce – pouze několik málo milionů let – a nemáme tak příliš mnoho času je spatřit. Zdá se, že maximální hmotnost hvězdy přece jen souvisí s celkovou velikostí matečného molekulového mračna: v Mlhovině v Orionu o celkové odhadované hmotnosti tisíc sluncí nalezneme nejhmotnější stálici s hmotností kolem 30 sluncí, zatímco v mlhovině označované katalogovým číslem NGC 3603 s hmotností 10 tisíc sluncí víme o hvězdách stokrát hmotnějších, než je ta naše. 

Stálice, jejichž hmotnost přesahuje asi desetkrát hmotnost Slunce, označují astronomové jako veleobry; jejich ještě hmotnější kolegyně – s hmotnostmi odpovídajícími 50násobku naší centrální hvězdy a více – pak řadí mezi hyperobry. Vzhledem k tomu, že se veleobři a hyperobři fyzikálně nijak zásadně neliší, není hranice mezi nimi ustálena a v literatuře nepanuje jednotnost. 

Jak vypadá hyperobr?

Strukturu veleobrů a hyperobrů nelze popsat jediným modelem. Jejich velikost, povrchová teplota a vnitřní rozvrstvení jsou nastaveny přesně tak, aby hvězda spočívala ve stavu hydrostatické rovnováhy, tedy aby se právě vyrovnávaly účinky gravitačního smršťování a tlaku záření působícího proti gravitaci. Hmotnost veleobrů zůstává víceméně stejná po celou dobu jejich života. Jak se postupně vyčerpává palivo v jádře, zvětšuje stálice svůj objem a její povrchová teplota klesá – původně modře zářící objekt pomalu žloutne a červená. Červení veleobři pak představují největší hvězdy ve vesmíru. 

Oproti tomu skutečně hmotní hyperobři nečervenají, neboť tlak záření neustále odfukuje vnější obálku a odhaluje jejich horké nitro. Zachovávají si tedy svůj modravý spektrální typ po celý život. Permanentně se rozpínající vodíková obálka zanechává svůj podpis ve spektru modrých hyperobrů a její přítomnost patří k základním určujícím znakům, jež modré hyperobry odlišují od velmi svítivých veleobrů. 

Na pomezí veleobrů a hyperobrů pak najdeme velmi zajímavé typy těles – například svítivé modré proměnné, velmi jasné stálice s pomalými změnami jasnosti s občasnými mohutnými vzplanutími; nebo žluté hyperobry, kteří nejspíš představují rudé veleobry ve fázi, kdy dochází k odvrhování vnějších obálek a k odhalování teplejších vnitřních vrstev. Nalezneme zde také extrémně horké Wolfovy-Rayetovy hvězdy a jejich příbuzné. 

Zbude jen nicota

Veleobři a hyperobři žijí rychle a umírají mladí, co po nich však zbude? Jakmile hvězda vyčerpá vodíkové palivo v jádře, odkloní se na H-R diagramu z hlavní posloupnosti. Nadále ji ovšem energeticky zásobuje hoření vodíku, avšak v tenké slupce obalující jádro z heliového popela. Po překročení kritické teploty dojde k zapálení helia v jádře, přičemž se proces po nějaké době opakuje. V jádře zůstane oblast popela heliového hoření obsahující prvky jako dusík, uhlík a kyslík, které bude obalovat hořící vrstvička helia. Dále pak nalezneme neaktivní helium, obalené vrstvou hořícího vodíku. Následně dojde k opětovnému zapálení samotného jádra…

Nitro obří umírající hvězdy postupně získává slupkovou strukturu. Každá další termojaderná reakce má strmější teplotní závislost, a hoření je tedy kratší, avšak stále dodává energii a záření, jež působí proti vlastní gravitaci hvězdy. A to vše až do okamžiku, kdy se v jádře začnou hromadit prvky skupiny železa. Jejich fúzí na těžší prvky již nelze energii získat – naopak, taková reakce energii spotřebovává. Jádro náhle nedokáže vzdorovat vlastní gravitaci a podlehne překotnému kolapsu. Na jeho místě se pak vytvoří neutronová hvězda, zatímco obálka je odvržena při výbuchu supernovy. 

U stálice s hmotností 130–250 sluncí se v závěru života objeví v nitru párová nestabilita. Srážkami atomových jader s vysokoenergetickými fotony vzniknou dočasně volné elektron-pozitronové páry, čímž dojde k redukci tlaku záření a k částečnému gravitačnímu kolapsu jádra. To však vede pouze k jeho ohřátí a zapálení dalších překotných termojaderných reakcí, které skončí naprostým rozmetáním hvězdy do okolí při výbuchu velmi svítivé supernovy typu II. 

A co tělesa hmotnější než 250 sluncí? Jejich nitro zaplavuje takové množství vysokoenergetických fotonů, že dochází až k fototransmutaci prvků, tedy k jejich změně na jiné účinkem gama záření. Tato energii odčerpávající jaderná reakce urychluje gravitační kolaps jádra, který se nezastaví ve stadiu neutronové hvězdy, ale pokračuje přímo až k černé díře. Doprovodný výbuch se označuje pojmem hypernova. 

Přestože jsou v současnosti skuteční hvězdní obři velmi vzácní, astronomové se domnívají, že v raném vesmíru se vyskytovali mnohem běžněji. Právě tyto hvězdy první generace, jež byly na konci života zcela rozmetány, patří k původcům převážné většiny prvků těžších než vodík a helium. Lidské tělo se tak z velké části skládá z materiálu, který nám připravili tito dávní giganti.