Vesmírná doba železná (vesmírná alchymie 4/6)

Odkud pochází prvek, bez něhož si neumíme představit život vyspělé civilizace? Jak a proč vznikalo ve hvězdách první železo? (délka blogu 5 min.)

V minulé části vyprávění jsme opustili mladý vesmír poté, co se v něm objevil materiál pro tvorbu planet. První hvězdy, které dospěly do stádia rudých obrů, začaly do mezihvězdného prostoru vyvrhovat prach.  Jeho částečky se skládaly z chemických prvků, které vznikaly v nitrech těchto hvězd.

Zatímco se ve vesmíru už vyskytovaly prvky, ze kterých se jednoho dne bude skládat živá hmota, jedna komponenta zatím ještě chyběla. Železo. Pro každou technicky vyvinutou civilizaci je tento kov nepostradatelný.

Životně důležité je ale také pro jakoukoliv nižší variantu života – která se podobá tomu našemu.  Železo tvoří jádra planet, je totiž těžší než ostatní prvky (například křemík, který se nachází v povrchových vrstvách planety). Horké a tekuté železné jádro je schopné vytvořit stabilní magnetické pole, které pak chrání planetu před vlivem kosmického záření. Naprostá většina živých organismů, které známe, se neumí ionizujícímu záření sama ubránit a je odkázaná na vnější ochranu magnetickým polem své planety.

Vznik hvězdného železa

Uvnitř prvních velice hmotných hvězd probíhala syntéza prvků, těžších než vodík a helium, které vznikly už po velkém třesku primordiální nukleosyntézou. Vždy, když hvězdám došly zásoby jednoho druhu paliva, došlo ke hroucení hmoty, navýšení tlaku a teploty – a tím se vytvořily podmínky pro další termonukleární fúzi a tím i vznik dalších prvků.

Čím těžší prvky vznikají, tím extrémnější podmínky ke své syntéze potřebují. Energie jader, která se na syntéze podílejí, totiž musí překonat odpudivé elektrostatické síly. Jádra všech atomů jsou nabitá kladně. K tomu, aby se navzájem přiblížila na dostatečnou vzdálenost, ve které je možná fúze, musí mít tím vyšší teplotu, čím je jádro těžší.

Na syntézu jednoho jádra hořčíku ze dvou jader uhlíku je například potřeba už teplota kolem 600 000 000 K. Hořčík, který je nezbytný pro naše těla – tedy spatřil světlo světa v opravdu pekelné výhni.

Podobně jsou na tom ostatní prvky – například síra, vzniká ze dvou jader kyslíku při teplotě kolem 1 000 000 000 K.

Při těchto extrémních podmínkách probíhá v centrech hvězd samozřejmě i řada dalších, komplikovaných procesů a reakcí. Vytváří se slupkovitá struktura, jejíž jádro je nejteplejší.  V něm nakonec proběhnou i poslední reakce, při kterých se ještě při syntéze jader uvolňuje energie. Při teplotě kolem 3 000 000 000 K vznikne trojice kovů: železo, nikl a kobalt.

Neodvratná katastrofa

Tím definitivně končí hvězdná dolce vita. Náš vesmír je nastaven tak, že k syntéze dalších chemických prvků z lehčích jader by bylo nutno energii dodávat. Hvězda ztrácí svůj zdroj energie, zatímco ji drtí její vlastní gravitace. To si žádná hvězda nemůže dovolit.

Nitro hvězdy se ještě jednou, tentokrát už naposledy smršťuje. Je to poslední hvězdná křeč. Uvádí do pohybu procesy, které povedou k hvězdnému konci. Elektromagnetické záření, které je pořád ještě uvězněné uvnitř hvězdy (ke své cestě na povrch potřebuje klidně i několik set tisíc let), má tak silnou energii, že může roztrhat (dezintegrovat) atomy hmoty na protony a neutrony. Spotřebovává přitom energii, té je ale v tomto okamžiku více než dost.

Jádra železa se rozbíjí na helium, prvek, který byl popelem při první termojaderné fúzi. Tím to ale nekončí – ani jádra helia nezůstanou nedotčena. Jsou rozervána na jednotlivé protony a neutrony. Protony reagují s místními elektrony za vzniku neutronů – jejich koncentrace tedy ještě stoupá.

Elektrony v jádru hvězdy vypotřebovány - a to jí zasadí poslední smrtelnou ránu. Elektrony totiž měly díky svým speciálním vlastnostem (degradovaný plyn) zásluhu na existenci poslední síly, která se ještě mohla postavit do cesty hvězdné gravitaci. Jádro, které se teď skládá ze železa, niklu a kobaltu – imploduje.

Teď už bývalá obří hvězda si výsledky své píle a produkty poslední termonukleární fúze – moc neužije. Během zlomku vteřiny se její železné jádro hroutí. Hmota dosáhne během nepatrného zlomku vteřiny rychlosti až 1000 km/s. V centru hvězdy se vytvoří asi 30 km velká koule, skládající se z neutronů – tzv. hvězda - předchůdce. Podle toho, kolik hmoty měla původní hvězda k dispozici, může u neutronového jádra zůstat. Pokud ale nasbírá větší množství hmoty, může se toto jádro dále zhroutit a vytvořit základ budoucí černé díry.  To se dá očekávat u hvězd, které mají více než 25 násobek hmotnosti Slunce. U lehčích hvězd se imploze naopak změní v explozi. Přitom se materiál hvězdy vymrští do okolního prostoru při procesu, kterému se říká výbuch supernovy II. typu.

V této fázi svého vývoje obohatily první hvězdy vesmír o další důležité prvky. Když se podíváte na periodickou tabulku chemických prvků, zjistíte ale, že naprostá většina jich ještě chybí.

To, co následuje při výbuchu supernovy, je nejspíše ta nejnapínavější a nejzajímavější část vesmírné alchymie. Procesy, které probíhají při katastrofické smrti obřích hvězd, jsou mimo jiné zodpovědné i za vznik zlata, které se tak marně snažili vytvořit někdejší středověcí alchymisté. Pokračování příště…