Hviezdy - staroba a smrť

Keď v strede hviezdy už niet vodíka, jej jadro sa scvrkáva a stáva sa ešte horúcejšie. Hviezda sa začne zväčšovať a jej farba sa mení na červenú. Jej priemer dosahuje 10- až 100-násobok priemeru dnešného Slnka. V strede sa spúšťajú nové jadrové reakcie: hélium sa mení na uhlík. Potom už koniec života závisí len od jej hmotnosti.

Biely trpaslíci
Hviezdy, ktorých hmotnosť neprevyšuje 1,4- násobok Slnka, sú spočiatku veľmi nestále: ich svietivosť sa mení dosť nepravidelne. Vystreľujú do kozmického priestoru svoje vonkajšie vrstvy (novy). Tieto vrstvy vytvárajú okolo hviezdy veľkú plynnú guľu, planetárnu hmlovinu. Keď sa všetko hélium prítomné v jadre premení na uhlík, hviezda sa znovu scvrkne, ale už nie je dosť horúca na to, aby sa mohli znovu zapáliť jadrové reakcie. Stáva sa bielym trpaslíkom. Táto hviezda sa už len ochladzuje, jej svietivosť pomaly klesá a hviezda zomiera. Za mnoho miliárd rokov sa z nej stane čierny trpaslík, priveľmi chladný na to, aby zažiaril.
Boli to však práve biely trpaslíci, ktorí prinútili astronómov uvažovať o záverečných etapách hviezdneho vývoja a ktorí fyzikom po prvýkrát predviedli, že hmota vo vesmíre sa často nachádza v stavoch, ktoré sa líšia od toho, čo sa dá uskutočniť v laboratóriu.
Prvý biely trpaslík bol objavený už v 19. storočí ako slabo žiariaci sprievodca najjasnejšej hviezdy našej oblohy Síria. Astrofyzikálne výskumy neskôr preukázali, že je to hviezda zhruba rovnako hmotná ako Slnko, jej polomer má však len 5400 km – nedosahuje teda ani veľkosť Zeme. Keby sme si tohto bieleho trpaslíka preniesli namiesto Slnka, zahynuli by sme zimou, lebo by nám dodával 360krát menej svetla a tepla. Týmto neobvyklým parametrom pre hviezdu zodpovedá i neobvyklá hustota – kubický meter má hmotnosť cez 3000 ton.
Takáto hustota je fyzikálne možná, biely trpaslíci sú tvorení degenerovaným elektrónovým plynom. Podstatou degenerovaného elektrónového plynu je riadne usporiadanie atómových jadier do kubickej mreže, takže celý objem bieleho trpaslíka možno považovať za jediný obrovský kryštál, v ktorom neplechu robia len voľné elektróny.

Z ekonomického hľadiska je hmota bieleho trpaslíka veľmi racionálne usporiadaná – zmienená mreža má totiž zo všetkých možných i nemožných zostáv práve najnižšiu energiu – ide totiž o energetickú i geometrickú dokonalosť, o akej sa normálnym hviezdam ani nesníva.

Novy
Astronóm na Zemi spozoruje, že nejaká, i v obrovskom ďalekohľade ťažko viditeľná, hviezda naraz zvýši svoju jasnosť až stotisíckrát. Pre takýto kozmický ohňostroj sa dá právom použiť slovo výbuch. Hovoríme potom o výbuchu novy (novej hviezdy). Názov nie je práve najšťastnejší, lebo nejde o úplne novú hviezdu, ale o jej fantastické zjasnenie. Spektrálny rozbor vždy ukáže, že v spektre novy sú silné emisie – doklad existencie riedkeho atmosférického obalu telesa. Obal novy sa rozpína rýchlosťou až niekoľko tisíc kilometrov za sekundu. Neskôr v spektre pozorujeme zakázané čiary; vieme, že ich vysiela veľmi zriedený plyn. Jasnosť novy dosiahne maximum obvykle počas niekoľkých hodín alebo dní po výbuchu. Pokles jasnosti je ďaleko pozvoľnejší. K pôvodnej hodnote jasnosti sa nova vráti obvykle až za niekoľko rokov. Aj keď samotný úkaz pôsobí dojmom, že sa hviezda zničila, v skutočnosti boli odhodené len povrchové vrstvy o pomerne malej hmotnosti – okolo jednej desaťmilióntiny hmoty Slnka. Preto tiež nova po výbuchu žiari prakticky rovnako ako nova pred výbuchom. Pozorovania ukazujú, že výbuchy nov sa po nejakom čase opakujú. Zdá sa, že intenzita výbuchu súvisí s dĺžkou intervalu medzi nasledujúcimi explóziami, a že teda všetky novy vybuchujú viackrát. Čím je výbuch novy mohutnejší, tým viac času k nemu nova zbiera sily, takže u niektorých nov je interval medzi explóziami až desaťtisíc rokov. V každom prípade je však zrejmé, že pokiaľ nova má vôbec vybuchnúť, musí byť príslušná hviezda zložkou tesnej dvojhviezdy. Nášmu Slnku teda nehrozí žiadne nebezpečenstvo, že by vzplanulo ako nova.

Supernovy
Jadrá hviezd, ktoré majú najväčšiu hmotnosť, obsahujú najťažšie prvky, najmä železo. Tieto obrovské hviezdy, ktorých obvod môže byť až 1000-krát väčší ako obvod Slnka, postupne vyčerpajú všetky možnosti jadrových reakcií na to, aby sa mohli udržať v žiarivej rovnováhe. Ak už niet mechanizmu, ktorý by dokázal udržať rovnováhu, centrálne časti hviezd sa zrútia do seba, hviezdy vybuchnú a ich hmota sa rozptýli v kozmickom priestore. Tento jav sa nazýva supernova. Výbuch supernovy sa navonok prejaví asi stomiliónovým zvýšením jasnosti hviezdy. Supernova sa však líši od novy nielen veľkosťou samotného úkazu, ale predovšetkým jeho kvalitou. Zatiaľ čo pri nove išlo len o odvrhnutie vrchného plynného obalu, pri výbuchu supernovy sa do kozmického priestoru rozplynie bezmála celá hmota masívnej hviezdy.

Preto môže výbuch supernovy obohatiť medzihviezdny priestor aj o ťažšie prvky, ktoré vznikajú vo hviezde vďaka termonukleárnym aj vďaka jadrovým reakciám vyvolaných rázovými vlnami pri samotnej explózii.
Pozostatkom výbuchu supernovy je iba nepatrná, ale zato mimoriadne hustá časť pôvodného telesa. Zvyšok sa totiž pôsobením vlastnej gravitácie okamžite zrúti buď na neutrónovú hviezdu, alebo na čiernu dieru. Zatiaľ sa ale bezpečne nevie či nutnou podmienkou pre vznik supernovy je príslušnosť hmotnej hviezdy k tesnej dvojhviezde. Skôr sa zdá, že je to len jeden z možných mechanizmov.
Úvah o vzniku supernov je mnoho a každá z nich má v sebe kus pravdy. Všetky sa však zhodujú v tom, že tento výnimočný osud stretne iba masívnejšie hviezdy, s hmotnosťou 3 až 8 Slniek – nášmu Slnku preto žiadna takáto vesmírna katastrofa nehrozí. Aj tak je celkový počet supernov, ktoré vzplanuli v našej galaxii za dobu jej existencie úctyhodný – asi 200 miliónov. Keď si toto číslo vynásobíme počtom pozorovaných galaxií, vychádza z toho, že od vzniku prvej galaxie vzplanulo vo vesmíre asi trilión supernov. Napriek tomu je astronomické pozorovanie výbuchov supernov veľkou vzácnosťou. Poslednú supernovu v našej galaxii pozoroval Johannes Kepler v Prahe roku 1604. Dosiaľ poslednou supernovou, ktorá bola viditeľná voľným okom bola supernova SN 1987A, ktorá vybuchla vo Veľkom Magellanovom mraku, našej najbližšej galaxii. Vybuchla 24. februára 1987.
Najslávnejšiu supernovu v celých doterajších dejinách astronómie zaznamenali čínski a japonskí hvezdári roku 1054. Vznietila sa v súhvezdí Býka, v maximálnej jasnosti bola porovnávateľná s Venušou, takže ju bolo možné pozorovať aj vo dne. V noci bola voľným okom viditeľná ešte dva roky po dosiahnutí maximálneho lesku. Tu vidíme, že aj v tomto prípade mala svetelná krivka supernovy priebeh typický pre všetky hviezdne explózie: náhly vzrast jasnosti počas niekoľkých hodín a potom oveľa voľnejší pokles, trvajúci snáď desiatky rokov.
Výnimočnosť supernovy z roku 1054 spočíva v tom, že sa nám po nej zachoval nápadný pozostatok – Krabia hmlovina. Názov snáď vystihuje istú podobnosť vlákien hmloviny s krabími nohami. Podstatné je, že astronómovia boli schopní zistiť rozpínanie Krabej hmloviny. Odtiaľ bolo možné spätne vypočítať, kedy bola celá hmlovina sústredená v jednom bode – ukázalo sa, že práve pred deviatimi storočiami. Hmlovina totiž predstavuje materiál, ktorý bol pri explózii supernovy rozptýlený do okolitého prostredia.

Neutrónové hviezdy
Výbuch supernovy nadobra temer úplne zničí. Doslova rozmetá celú hviezdu do kozmického priestoru.

Ostane len pôvodné železné jadro, v ktorom však obrovská sila vtlačí elektróny do protónov a vytvorí malú guľu s priemerom len dvadsať kilometrov, s hmotnosťou až 500 miliónov ton na kubický centimeter, ktorá je len z neutrónov. Aby sa Zem premenila na rovnako husté teleso, musela by sa scvrknúť na guľu s priemerom 30 metrov. Vo zvyšku hviezdy je hmota taká stlačená, že všetky atómy sú rozdrvené. Tento zvyšok hviezdy sa volá neutrónová hviezda. Neutrónové hviezdy sú síce miniatúrne, ale časť svojej žiarivosti si zachovajú, takže ich môžeme pozorovať. Niektoré z nich zaregistrujeme ako pulzary, lebo vyžarujú rádiové žiarenie, ktoré doletí až k nám vo forme veľmi krátkych periodických impulzov.

Pulzary
Pulzary sú neutrónové hviezdy, ktoré sa veľmi rýchlo otáčajú okolo svojej osi a vysielajú zväzok rádiových vĺn alebo iného žiarenia v určitom smere. Tento zväzok bliká do vesmíru ako maják na policajnom aute. Ak náhodou pretne Zem, môžeme ho pozorovať. Potom zmizne a znovu ho uvidíme, keď sa hviezda úplne otočí okolo svojej osi. Trvá to zlomok sekundy, alebo len pár sekúnd. Žiadna normálna hviezda nie je schopná rotovať tridsaťkrát za sekundu, bez toho aby ju odstredivá sila neroztrhala. Musí teda určite ísť o kompaktné teleso. Výpočty ukazujú, že jedine neutrónová hviezda vydrží tak rýchlu rotáciu – vydržala by dokonca až 600 obrátok za sekundu. Takým spôsobom sa objavilo niekoľko sto neutrónových hviezd. Volajú sa pulzary (z angl. pulsating stars), pretože ich žiarenie zachytávame vo veľmi pravidelných intervaloch, akoby tieto hviezdy pulzovali. Prvý pulzar objavili v roku 1967 na britskom rádioastronomickom observatóriu v Cambridge.

Čierne diery
Ak je jadro hviezdy, ktorá vybuchla, veľmi ťažké, premení sa na objekt ešte zvláštnejší, ako je neutrónová hviezda: na čiernu dieru. Celá hmotnosť obrovskej hviezdy sa scvrkne do priestoru, ktorý má priemer len niekoľko kilometrov, ale úžasnú hustotu. Tento objekt má takú veľkú príťažlivosť, že navždy pohltí všetko, čo sa k nemu priblíži. Táto sila je taká veľká, že jej nemôže nič odolať. Čierna diera zachytáva aj svoje vlastné svetlo, preto je čierna. Je neviditeľná, ale astronómovia ju môžu zaznamenať vďaka gravitačnému účinku, ktorý okolo seba vyvoláva.