Hvězdná kariéra - jak se rodí hvězdy?

Největší laboratoří na světě – je nebe plné hvězd. Vytvořila všechny chemické prvky, vznikly v ní základní stavební kameny planet i života. Stabilita neexistuje. Všechno ve vesmíru se mění a vyvíjí, včetně hvězd samotných. 

Jak se rodí hvězdy?

Hvězdy, které se třpytí na bezoblačném nebi, se na první pohled navzájem podobají. Až při pohledu teleskopem vyniknou rozdíly v jejich barvě i velikosti. Přes všechny rozdíly mají ale všechny hvězdy společný původ. Každá z nich vznikla z mezihvězdného plynu a prachu díky působení nejslabší síly, která ve vesmíru existuje – gravitace.

Podle dnes platných představ, vznikl vesmír před 13,7 miliardami let díky „velkému třesku“. Ve svém počátku byl vesmír jen malým objektem, naplněným hustou neprůhlednou kaší z toho, co se jednou stane elementárními částicemi. Díky rozpínání se začal vesmír ochlazovat a umožnil tak tvorbu částic. Postupně tak vznikla viditelná (baryonická) hmota. Není jí málo - vědci odhadují její množství na 6x1066 kg – i když tvoří jen 4 procenta celku. Kromě ní obsahuje vesmír zhruba 8x více hmoty, kterou nevidíme ani nejsme schopni registrovat, tzv. „temné hmoty“. O její existenci víme jen  díky gravitaci, kterou působí na vesmír – neznáme ani její složení ani způsob jak a z čeho vznikla.

Temná fáze vesmíru

Jako temnou fázi označují vědci stadium vývoje vesmíru, ve které zatím neexistovaly hvězdy a jejich záření. V této době se skládal ze 75 procent vodíku a 25 procent helia. Těžší prvky se v něm nacházely jen ve stopovém množství.

Po uplynutí zhruba 400 000 tisíc let se vesmír ochladil na teplotu kolem 3000 stupňů Kelvina. Při této teplotě vznikl z původní „kaše“ elementárních částic vodík a helium, oddělily se fotony a vesmír se vydal do nové, tzv. „temné“ fáze.

Během následujících milionů let se začal vesmír měnit. Temná hmota se začala shlukovat do větších a menších útvarů. Vzhledem k tomu, že o temné hmotě nic nevíme, neumíme popsat fyzikální jevy, které k její koncentraci vedly. Výsledkem bylo ovšem působení gravitace temné hmoty na hmotu baryonickou (viditelnou). Ta se začala stahovat do míst, kde se již nacházela temná hmota a začala tak tvořit dnes pozorovanou hrubou strukturu vesmíru. Začal se vzdáleně podobat mýdlové pěně.

Gravitace

Gravitace je jednou ze čtyř ve vesmíru pozorovaných, základních sil. Je nejslabší z nich – a zároveň nejúpornější. Všechny ostatní působí buď lokálně nebo se dají odstínit- gravitace ale působí neúprosně na blízkou i vzdálenou hmotu. Je to právě gravitace, kdo formoval vesmír do dnešní podoby. Jednou započatý proces zhušťování hmoty se už nikdy nezastavil.

Postupem doby vznikaly menší a hustší objekty, ve kterých se tvořily  ještě menší a ještě hustší oblasti. V nich už po uplynutí několika set milionů let vznikaly zárodky prvních galaxií. V jejich nitru se hmota zahustila do takové míry, že umožnila zážeh prvních hvězd.

Hustší a hustší – nejhustší?

Částečky plynu a prachu ve smršťujícím se oblaku se pohybují rychleji a rychleji a tím zároveň působí na sebe zároveň silou, která je snaží naopak rozptýlit po okolí. Oblak se následně může smršťovat jen tehdy, když je dostatečně ochlazován.

V první fázi se plyno-prachový oblak chladí díky tomu, že předává do okolí energii v podobě infračerveného záření. Když dosáhne určité teploty, přestává být pro záření průhledný a teplota  v něm začíná narůstat. Postupně tak dosáhne teploty, při které se molekuly vodíku štěpí na dva atomy. Tím je zajištěno další chlazení a nerušené smršťování. Pokud původní oblak obsahuje dostatek hmoty, může jeho kontrakce pokračovat a teplota se zvyšovat až do zažehnutí jaderné fúze.

Spodní hranicí pro zrod hvězdy je hmotnost, odpovídající 0,08 hmotnosti Slunce. Pokud je oblak prachu a plynu méně hmotný, nedosáhne potřebné teploty pro zažehnutí fúze vodíku na helium. Nezažehlým hvězdám, tohoto typu se říká „hnědí trpaslíci“. V pásmu viditelného světla nezáří a postupně vychládají.

Hvězdy, které vznikají z oblaků prachu a plynu, hmotnějších než 0,08 hmotnosti Slunce, čeká nejdelší a nejklidnější doba v jejich životě – přeměna vodíku na helium.

4 p + 2 e- › 42He + 2 ?e + 26.73 MeV

Relativně dlouhou dobu probíhá spalování vodíku stabilně a rovnoměrně. Zajišťuje to elektrostatická bariera protonů (ionizovaného vodíku), které se musí spojit v první etapě jaderné fúze. 

Oba nesou pozitivní náboj, takže je elektrostatická síla nutí, aby se navzájem odpuzovaly. Na překonání této bariery musí získat protony kinetickou energii kolem 0,6 MeV. Většina z nich vlastní ovšem energii kolem 0,001 MeV. Pomáhá jim sice tzv. „tunelový efekt“, pomocí kterého protony energetickou barieru „proskočí“,  místo aby ji překonaly – přesto reakce probíhá přiměřeně pomalu a relativně klidně.

První hvězdy, které ve vesmíru vznikly, označujeme jako hvězdy III. populace. Vzhledem k podmínkám, v jakých se vytvářely, v jejich atmosférách chyběly těžké prvky. Vyzařovaly velké množství UV-záření, kterým dokonce ionizovaly své okolí. Byly relativně citlivé na vnější vlivy, žily jen krátce a na konci své hvězdné kariéry obohatily svoje okolí o těžké prvky. Z jejich „popela“ se později vytvářely hvězdy II. populace, ke kterým patří i naše Slunce se svou planetární soustavou.

I veškerá živá hmota na Zemi tak vznikla - z hvězdného odpadu. 

příště

Hvězdná kariéra - krize středního věku