Kosmické havárie: Jak končí gigantické srážky hvězd?

Všechny srážky ovšem nejsou ve výsledku destruktivní: Například při kolizi planetek a planetárních zárodků se objekty spojují, nabalují a nakonec vznikají mnohem hmotnější tělesa. V raných fázích vývoje Sluneční soustavy se takto zformovaly všechny planety včetně Země. Bez konstruktivních kolizí by byl na místě bohatého solárního systému jen rotující oblak prachu a plynu. Odborníci se domnívají, že se popsaný mechanismus uplatňuje při vzniku těles univerzálně. 

Přesto jsou v planetárních systémech běžné i destruktivní srážky. Ve Sluneční soustavě lze v současné době prakticky vyloučit přímé kolize mezi osmicí planet, což se však může v budoucnu změnit, pokud se jejich dráhy naruší: například blížící se srážkou Mléčné dráhy s galaxií v Andromedě. Kolize menších těles rozhodně vyloučit nemůžeme – naopak, stávají se jedním z nejdůležitějších faktorů měnících jejich dynamiku. Položme si však otázku: Mohou se srazit i větší vesmírné objekty? Třeba hvězdy? 

Na mezihvězdné dálnici

Mezihvězdný prostor je nesmírně prázdný. Nejbližší hvězdu po Slunci od nás dělí vzdálenost přesahující čtyři světelné roky, což odpovídá více než 27 milionům slunečních průměrů. Pravděpodobnost přímé srážky takových dvou stálic je tedy nulová. Je to stejné, jako kdybychom se snažili srazit dvě kulečníkové koule navzájem vzdálené 1 678 km, a to bez míření. Prostředí v centrech galaxií či ve hvězdokupách je sice hustší, přesto lze přímé kolize dvou osamělých hvězd prakticky vyloučit. A vysoce nepravděpodobné jsou dokonce i v případě galaktických srážek – tedy při vzájemném prostoupení galaxií, z nichž každá čítá stovku miliard hvězd. 

Co když se však stálice nesrazí přímo, ale proletí kolem sebe dostatečně blízko, zachytí se vzájemně gravitačními silami, „přitáhnou“ se k sobě ještě blíž a střetnou se až posléze? Ostatně drtivá většina hvězd tvoří součást dvoj- či vícenásobných systémů, jež by mohly vznikat právě při podobných „setkáních“… 

TIP: Vědci už vědí, kdy se Mléčná dráha srazí s Galaxií v Andromedě

Myšlenka tzv. gravitačního záchytu je sice lákavá, nicméně nerealistická. V nebeské mechanice se při dynamických dějích zachovává spousta veličin, mimo jiné celková energie či hybnost. Systém dvou hvězd, které si letí vstříc, má mnohem větší energii a hybnost než soustava stejných stálic gravitačně vázaných na vzájemných oběžných dráhách. Pokud nelze přebytečnou energii a hybnost ze systému odstranit (například prostřednictvím třetího objektu), není takový mechanismus vzniku vícehvězdy možný. Ze stejných důvodů se dvě gravitující tělesa nemohou „přitáhnout“ a splynout. 

Ostatně ani Slunce si Zemi či jiné členy naší soustavy nepřitahuje k sobě – hlavní poloosy planet zůstávají dlouhodobě stabilní a jejich změny jsou výsledkem poruch vyšších řádů. Pokud by se však naskytla možnost se přebytečné energie zbavit, cesta ke splynutí by se otevřela.

Pár hledá třetího

Je tedy zřejmé, že „srážky“ hvězd se v žádném případě nepodobají automobilovým nehodám. Jediným mechanismem, který přichází v úvahu, je pomalé gravitační přibližování, a to ještě – jak již víme – pouze v případě, že lze z dvojhvězdy odstranit přebytečnou energii a hybnost. Zmíněnou úlohu snadno splní například třetí těleso. 

Představme si těsnou dvojhvězdu, kterou ve větší vzdálenosti doprovází třetí složka. Tento tzv. hierarchický systém může být dlouhodobě stabilní. Za normálních okolností by se k sobě komponenty těsné dvojhvězdy nepřibližovaly a ani třetí složka by nehrozila srážkou. Tempo hvězdného vývoje celé trojice se odvíjí především od hmotností stálic: Čím jsou hmotnější, tím je jejich vývoj rychlejší. Bude-li doprovázející složka hmotnější, bude se vyvíjet rychleji a expandovat dřív než členové dvojhvězdy. Pokud bude celková konfigurace soustavy příhodná, může třetí složka čerpat z těsné dvojhvězdy energii – například prostřednictvím slapů nebo výměny hmoty. Pokles vazebné energie pak nevyhnutelně povede ke zkracování vzdálenosti mezi komponentami dvojhvězdy a ke zrychlování jejich vzájemného pohybu. Tyto dvě složky na sebe budou postupně spirálovat, až splynou v jednu stálici. 

Průběh samotného splynutí bude záviset na poměru hmotností obou hvězd. Budou-li jejich hmoty srovnatelné, začnou si oběžnice v určité fázi hmotu intenzivně vyměňovat a vznikne společná obálka, jež urychlí jejich pád; nakonec se z oblaku naporcovaného materiálu zformuje nová hvězda, která bude jasnější než její předchůdkyně. Pokud bude hmotnost jedné složky výrazně vyšší, spíš než ke splynutí stálic dojde k postupnému slapovému naporcování méně hmotné hvězdy: Nejprve se z ní vytvoří akreční disk okolo hmotnější složky, a i ten bude posléze nejspíš pohlcen. Nabalování materiálu z disku povede k prudkému zjasnění systému. 

TIP: Dávná historie: Mladý Jupiter prodělal ostrou srážku s protoplanetou

Závěrečná stadia splynutí se v každém případě odehrávají velmi rychle. Z původní trojhvězdy zůstane téměř netknutá jen třetí komponenta, která však ve vývoji systému sehrála nesmírně důležitou roli a bez níž by tato radikální přeměna nebyla možná. Ze zbývající dvojice se stane hvězda jediná, jež ve srovnání s věkem svých předchůdkyň zdánlivě zestárne. Nová stálice bude výrazně větší a také chladnější.

Dokončení: Kosmické havárie (2): Jak končí gigantické srážky hvězd (vychází v neděli 22. března)