Obsah Obsah

Exoplanety  Černé díry

Hvězdy a mlhoviny | Závěrečná stádia vývoje hvězd

Hvězdy se rodí a umírají. Po svém narození slučují v nitrech vodík na helium a jsou tzv. hvězdami hlavní posloupnostiHlavní posloupnost – skupina hvězd táhnoucí se diagonálně v HR diagramu. Hvězdy hlavní posloupnosti svítí energií vzniklou fúzí vodíku, mezi tyto hvězdy patří i Slunce. Nejvíce jsou zastoupeny chladné, málo svítivé hvězdy. Jde o první stádium hvězdného vývoje.. V pozdějších fázích se stávají obry či veleobry, v jejichž nitrech se slučuje helium na stále těžší a těžší prvky. Hranicí tohoto procesu jsou jádra železa, která jsou vázána nejefektivněji. Pro tvorbu ještě těžších jader by bylo zapotřebí energii dodávat zvnějšku, proto jádry železa tvorba prvků v nitrech hvězd končí. Větší jádra mohou vznikat například v podmínkách bouřlivých explozí supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Co se stane s hvězdou, v jejímž nitru vyhasla termojaderná syntéza a nemá již další palivo pro fúzní reakce s kladnou produkcí energie? Její další osud závisí na hmotnosti hvězdy a na tom, kolika materiálu se zbaví odhazováním obálek a případnou explozí supernovy. Pokud gravitaci pokoušející se zhroutit hvězdu dokáže kompenzovat elektronový plyn, vzniká bílý trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS.. U hmotnějších případů převezme tuto roli plyn neutronů a vznikne neutronová hvězdaNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.. Uvažuje se o tom, že by mohly existovat i kvarkovéKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce. hvězdy, v nichž by gravitace byla kompenzována tlakem volných kvarků. Takové hvězdy ale zatím nikdo nepozoroval. A pak je už jen poslední možnost. Nenajde se síla, která by gravitaci konkurovala a hvězda se zhroutí do černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují..

Vývoj hvězd

Stabilní konfigurace

Hvězda, v níž se již nenachází vhodné palivo pro další fúzní reakce, je na konci svého života. Gravitační síla převládne a pokouší se takovou „vyhaslou“ hvězdu smrštit do co možná nejmenší prostorové oblasti. Takovému kolapsu mohou zabránit elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932.. Jde o fermionyFermiony – částice, které mají poločíselný spin, vlnová funkce je antisymetrická, splňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Fermiho–Diracovu statistickému rozdělení. Patří mezi ně všechny leptony, kvarky a baryony – například elektron, neutrino, proton a neutron. Při nízkých teplotách fermiony obsazují stavy postupně, až po tzv. Fermiho mez. s poločíselným spinemSpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole., pro které platí Pauliho vylučovací principPauliho vylučovací princip – „Dva fermiony nemohou být nikdy ve stejném kvantovém stavu“. Právě proto různé elektrony v atomárním obalu zaujímají různé kvantové stavy a tím vytvářejí různorodé chování chemických prvků. . Dva fermiony se nemohou nacházet ve stejném kvantovém stavu. To je nutí při nízkých teplotách obsazovat jednotlivé energetické stavy postupně až po určitou hodnotu, které říkáme Fermiho energieFermiho hladina – poslední obsazená energetická hladina v soustavě fermionů při nízké teplotě.. Pokud je průměrná tepelná energie souboru elektronů menší než Fermiho mez, hovoříme o tzv. degenerovaném elektronovém plynu. „Nesnášenlivost elektronů vede ke vzniku tlaku kvantové povahy, který dokáže hroucení vyhaslé hvězdy zastavit. Vzniká tzv. bílý trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS. držený tlakem degenerovaného elektronového plynu. Povrchová teplota je několik tisíc kelvinů, což je z hlediska člověka teplota relativně vysoká, ale z hlediska statistických procesů v bílém trpaslíkovi jde o teplotu velmi nízkou, dokonce tak nízkou, že ji lze považovat za téměř absolutní nulu. Pokud hroucení nezastaví elektrony, probíhá kolaps dále a v určité fázi se protony a elektrony začnou spojovat do neutronů, kterých díky tomu bude v jádře hvězdy přibývat. Tlak degenerovaného neutronového plynu může opět hvězdu zachránit před kolapsem – vzniká neutronová hvězda. Spekuluje se o tom, že by hroucení mohly zastavit ještě kvarky a že by mohly snad existovat i kvarkovéKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce. hvězdy. Žádnou další stabilní konfiguraci neznáme a velmi hmotné hvězdy nezastaví před pádem ani elektrony, ani neutrony a objekt se neodvratně zhroutí do černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují..

Rovnováha objektů bez termojaderné syntézy

Rovnováha objektů bez termojaderné syntézy. Plnou čarou je stabilní rovnováha, čárkovaně nestabilní rovnováha. Rovnovážná křivka je parametrizována hustotou objektu, červená čísla jsou exponenty hustoty v gramech na centimetr krychlový, tj. 105 g/cm3 až 1016 g/cm3.

Závěrečné
stádium
Rozměry
(km)
Hustota
(g cm–3)
Magnetické
pole (T)
Mechanizmus
udržení
bílý trpaslík
(white dwarf)
5 000 ÷ 20 000 105 ÷ 108 102 ÷ 105 tlak elektronů
neutronová hvězda
(neutron star)
20÷50 1013 ÷ 1016 105 ÷ 1012 tlak neutronů
kvarková hvězda ? ? ? tlak kvarků

Přehled závěrečných stádií

Bílí trpaslíci

V bílém trpaslíkovi působí proti gravitaci tlak degenerovaného elektronového plynu. Poloměr je cca 10 000 km, hustota až 103 kg/cm3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, tuto tzv. Chandrasekharovu mezChandrasekharova mez – Mez stability bílého trpaslíka. Nad hodnotou 1,4 MS je bílý trpaslík nestabilní a rozmetá ho termojaderná exploze. Mez spočítal indický fyzik Subramanyan Chandrasekhar. odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě zvlněné trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (zvlněná trajektorie Síria A) i potvrzena obecná relativitaObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. (červený gravitační posuvČervený gravitační posuv – závislost frekvence fotonů v důsledku působení gravitačního pole. Fotony opouštějící těleso snižují svou frekvenci (červenají), naopak fotony přibližující se k tělesu zvyšují svou frekvenci (modrají). Jev je způsoben změnou rychlosti chodu hodin v blízkosti hmotných těles.). Sírius B je enormně malý a hustý s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg/cm3. Povrchová teplota je 25 200 K, vzdálenost 8,6 ly a hmotnost 0,98 MS. Sírius B oběhne kolem Síria A za 50 let. V roce 2004 provedl HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. přesné měření hmotnosti na základě červeného gravitačního posuvu fotonů. Na obrázku vidíte porovnání velikostí Země, bílého trpaslíka a neutronové hvězdy.

Země, bílý trpaslík a neutronová hvězda

Neutronové hvězdy

V neutronových hvězdáchNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. působí proti gravitaci tlak degenerovaného neutronového plynu). Poloměr je cca 10 až 50 km a hustota dosahuje hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3. Jde vlastně o veliké stabilní atomové jádro. Existenci neutronových hvězd navrhli v roce 1933 Fritz Zwicky a Walter Baade. Horní mez stability takového objektu spočetli v roce 1939 Tolman, Volkoff a Oppenheimer. Dnes se tato mez nazývá TOV mezTOV mez – horní mez stability neutronové hvězdy. Tuto mez odvodili na základě prací Richarda Tolmana americký teoretik Robert Oppenheimer a kanadský fyzik George Volkoff v roce 1939. Její hodnota je přibližně 2 hmotnosti Slunce. a má hodnotu přibližně 2 MS. Neutronové hvězdy mají rychlou rotaci a silné magnetické pole. Nesouhlasí-li směr rotační a magnetické osy, vytvářejí výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy efekt pulzaruPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.. Pozorovatel vidí pravidelné záblesky od rotující neutronové hvězdy, podobně jako od majáku policejního automobilu. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou v Cambridge (asistentka Anthony Hewishe, který dostal Nobelovu cenu za objev pulzarů). Zpočátku byly pulzary označováni LGM (Little Green Men). Hewish zjistil, že přesné periodické radiové pulzy nejsou způsobeny interferencemi ani mimozemšťany, ale rotujícími neutronovými hvězdami. Typická perioda je kolem jedné sekundy, známy jsou i milisekundové pulzary. Nejznámější pulzary: Pulzar v Krabí mlhovině M1. Pozůstatek po explozi supernovy z roku 1054. Pulsar 1913+16 – objev mnoha relativistických efektů včetně změny periody vlivem vyzařování gravitačních vln. Je-li neutronová hvězda součástí binárního systému a od souputníka na ní přetéká hmota, mohou se v oblasti magnetických pólů vytvořit horké skvrny vysílající rentgenové záření. To je podstatou rentgenového pulzaru. Pokud má neutronová hvězda při vzniku rotaci vyšší než 200 otáček za sekundu, může se její magnetické pole efektem tekutinového dynamaMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů. až ztisícinásobit. V takovém případě vznikne magnetarMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických silokřivek a záblesky v měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk..

Mechanizmus vzniku pulzaru. Zdroj: NASA

Kvarkové hvězdy

Atomy, ze kterých se skládá hmota okolo nás, přestávají za vysokých tlaků existovat. V průběhu formování neutronové hvězdy jsou elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. „vtlačeny“ do atomových jader, kde interagují s protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10−19 C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 1035 let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. za produkce neutronůNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10−27 kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní s poločasem rozpadu 886 s (15 minut). V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron.neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.. Tento proces se děje v jádře hvězdy při výbuchu supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Výsledkem je hvězda složená převážně z neutronů. Jelikož ve vnějších vrstvách neutronové hvězdy je menší tlak než v jádře, mohou se zde vyskytovat kromě neutronů i protony a elektrony. Blíže k jádru roste podíl neutronů. V jádře neutronové hvězdy je tlak tak vysoký, že neutrony se k sobě dostanou na velmi krátkou vzdálenost, kde se uplatňuje i slabá a silná interakce. Pokud je počáteční hmotnost hvězdy dostatečná, může dojít k uvolnění kvarkůKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce. z jejich vázaných stavů (baryonůBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích.mezonůMezon – částice složená z jednoho kvarku a jednoho antikvarku. Název vznikl z toho, že první objevené mezony měly hmotnost „mezi“ hmotností elektronu a protonu. Pokud se kvarky složí s nesouhlasným spinem, vznikne skalární mezon (má nulový spin), pokud se souhlasným spinem vznikne vektorový mezon (spin má roven jedné). Skalární mezony zkombinované z kvarků „d“ a „u“ nazýváme piony, vektorové róony. Pokud mezon obsahuje kvark „s“, nazývá se kaon.). Jádro této kvarkové hvězdy obsahuje volné kvarky updown (kvarky, ze kterých jsou složeny protony a neutrony) a také těžší kvarky. Taková hvězda se pak nazývá kvarková hvězda. Možným kandidátem na kvarkovou hvězdu je objekt RXJ1856.5-3754. Rentgenové observatoře ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5. proměřovaly spektrum a povrchovou teplotu tohoto objektu. Z údajů bylo možné vypočítat, že poloměr objektu hmotného téměř jako SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. je menší než 6 km. Díky extrémnímu zakřivení prostoru se vnějšímu pozorovateli jeví poloměr o 40 % větší. Objekt RXJ1856.5-3754 se zdá být příliš kompaktní na to, aby mohl být neutronovou hvězdouNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.. Dalším zajímavým objektem je pulzar 3C58, jehož jádro je mnohem chladnější než u typické neutronové hvězdy. Detaily viz AB 9/2010. Je třeba ale přiznat, že kvarkové hvězdy jsou v tuto chvíli jen teoretickou konstrukcí a jejich existence nebyla zatím spolehlivě prokázána.

Neutronová a kvarková hvězda

Neutronová a kvarková hvězda. Zdroj: NASA/CXC/M.Weiss.

Černé díry

Černé díry jsou zkolabované objekty, u nichž se nenašla žádná síla, která by kompenzovala gravitační kolaps. Zachovají si hmotnost, moment hybnosti a elektromagnetický náboj („no hair“ teorém). V okolí černé díry je silně deformovaná geometrie časoprtostoru. Černé díry zdaleka nejsou neaktivními a mrtvými tělesy. Na své okolí samozřejmě působí gravitační silou. Většinou jde o rotující tělesa, kolem kterých se vytváří tlustý akreční disk. Horké plazma v  tomto disku velmi intenzivně září. Část částic je magnetickým polem zformována do dvou výtrysků, které opouštějí prostor v okolí černé díry ve směru osy rotace a interagují s okolní mezihvězdnou látkou. Částice ve výtryscích jsou urychleny na relativistické rychlosti a v přítomnosti magnetického pole intenzivně září zejména synchrotronním mechanizmem. Paradoxně tak černé díry bývají objekty s nejvyšší produkcí energie ve svém okolí. Kromě černých děr vzniklých závěrečným kolapsem velmi hmotných hvězd známe i řadu obřích černých děr sídlících v centrech galaxií. S první detekcí gravitačních vln se ukázalo, že existují i černé díry střední hmotnosti (několika desítek Sluncí). Detaily nalezne čtenář v následující kapitole.

Nestabilní fáze, exploze

Novy

Hvězdy v pozdním věku často vyjkazují pulzace, odhazují obálky a mení někdy i výrazně svůj jas. O nově hovoříme tehdy, pokud hvězda malé svítivosti prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády vlivem překotné termonukleární reakce na jejím povrchu.  Absolutní magnituda dosahuje –8 magnitudy (svítivost 100 000 Sluncí). Materiál bohatý na vodík je dotován průvodcem. V této fázi hvězda ztrácí své obaly, odhazuje obálku (10km/s), vytváří efekt novy. Potom pomalu její svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny (s planetami ovšem nemají nic společného). K nejznámějším patří Prstencová mlhovina v Lyře M 57 nebo Činka v souhvězdí Lištičky (M27, Dumbell). U některých nov se záblesky periodicky opakují v průběhu řádově desítek let, pak hovoříme o rekurentních novách.

M57, Prstencová mlhovina v LyřeM27, mlhovina Činka ze souhvězdí Lištiček

Dvě nejznámější planetární mlhoviny. Nalevo je Prstencová mlhovina v Lyře,
napravo Činka (Dumbell) z Lištičky.

Supernovy

Supernova je velmi hmotná hvězda, která rozmetá svou podstatnou část při explozivní objemové termojaderné reakci. Absolutní magnituda dosahuje hodnoty až –19 magnitudy. Fyzikálně jsou možné dva mechanizmy: 1) přetok látky z druhé složky na bílého trpaslíka, u kterého dojde k překročení Chandrasekharovy meze stability, tj. překročí hmotnost 1,4 MS. Následuje překotná termonukleární syntéza v celém bílém trpaslíku a jeho následné rozmetání. Tento mechanizmus se uplatňuje u supernov typu Ia. Vzhledem k přesně definované hmotnosti bílého trpaslíka (1,4 MS) se u všech supernov typu Ia uvolní přibližně stejná energie (1044 J) a mají zhruba stejnou absolutní magnitudu. Slouží proto jako standardní svíčky k měření vzdáleností. 2) Zhroucení hmotné hvězdy (zpravidla více než 10 MS) na neutronovou hvězdu (výjimečně černou díru) v závěrečném stádiu vývoje. Tento mechanizmus se uplatňuje u supernov typu Ib, Ic a II. Jednotlivé typy supernov se liší svým spektrem. V našem okolí je velmi blízko explozi hvězda Betelgeuse ze souhvězdí Orionu (viz AB 12/2011).

typ mechanizmus spektrum příklad
Ia Porušení meze stability bílého trpaslíka přetokem hmoty z druhé složky Chybí čáry vodíku. Výrazná absorpční čára Si II (655 nm). Typické čáry železa. SN 2002bo
Ib Závěrečný kolaps hmotné hvězdy. Ztráta vodíkové obálky. Chybí čáry vodíku. Výrazná absorpční čára hélia (570 nm). Čáry O I, Ca II, Mg II. ESO 184 G82,
SN 2008D
Ic Závěrečný kolaps hmotné hvězdy. Ztráta vodíkové i héliové obálky. Chybí čáry vodíku a hélia. Čáry O I, Ca II, Mg II. SN 2003jd,
SN 2003yd
II Závěrečný kolaps hmotné hvězdy Obsahuje typické čáry vodíku. Čáry O I, Ca II, Mg II. M1,
SN 1987A
 

Supernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku.

Supernova typu Ib – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku. Zůstala jí však obálka z hélia, která tvoří výraznou absorpční čáru na vlnové délce 570 nm. Spektrum dále obsahuje typické čáry O I, Ca II, Mg II, zcela chybí čáry vodíku. Příkladem může být objekt SN 2008D v galaxii NGC 2770 v souhvězdí Rysa ve vzdálenosti 88×106 světelných roků.

Supernova typu Ic – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku a hélia. Mohla ji odhodit nebo ji odsál souputník. Ve směru osy rotace se vytvářejí obálkou netlumené výtrysky, které díky brzdění okolním prostředím září krátkodobě v RTG a gama oboru. Zbylé Fe jádro s uhlíkodusíkovou vnější vrstvou kolabuje na černou díru. Ve spektru chybí jak vodíkové, tak heliové čáry. Při kolapsu dojde k prudkému zrychlení rotace a vytvoření tlustého akrečního disku. Příkladem může být objekt SN 2003yd v souhvězdí Vodnáře, který je vzdálen 270×106 světelných roků. Osa výtrysků nemíří k Zemi.

Supernova typu II – velmi hmotná, hroutící se hvězda po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí. Supernovy typu II mají ve spektru přítomné vodíkové čáry. Tyto supernovy dále dělíme podle dosvitu na dvě skupiny II L s lineárním poklesem jasnosti a II P, u kterých má dosvit plató s malým poklesem jasnosti. Typickým příkladem typu II P je velmi známá supernova SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 167×103 světelných roků.

SN 1987A

Supernova 1987A explodovala ve Velkém Magellanově mračnu v roce 1987. V přímém přenosu můžeme sledovat složitý vývoj jednotlivých odhozených částí, které se prolínají a dávají vzniknout roztodivným útvarům. Tento snímek je kompozicí z Hubblova dalekohleduHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.ChandryChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.. V rentgenové oblasti vidíme prstenec horkých skvrn, které vznikly interakcí dvou různě rychlých obálek. Na záběrech z radioteleskopické sítě ALMA je v centru patrná nově se formující prachová oblast. Detaily o tomto systému naleznete v AB 3/2014. Zdroj: NASA 2015.

Osud Slunce

Budoucnost Slunce a Země je velmi výstižně popsána v Toulkách Josipa Kleczka: Po vyčerpání vodíku v jádru a jeho přeměně v hélium se Slunce bude zvětšovat a chladnout na povrchu. Změní se v rostoucího červeného obra. Pro pozemšťany sluneční disk poroste a bude měnit barvu v oranžovou a červenou. Obloha nebude modrá, ale tmavě červená, jak ji někdy vídáme při západu Slunce. Na Zemi poroste teplota. Roztají polární ledy a ledovce v horách. Vzroste hladina všech oceánů. Ohřátí povrchu i atmosféry povede k intenzivnímu vypařování a vytvoří se mohutná vrstva oblaků. Téměř zmizí rozdíl mezi rovníkem a polárními oblastmi, takže horké vlhké skleníkové klima bude po celé Zemi. Za více než šest miliard roků začne počátek konce naší planety. Dalším zvýšením teploty se ze Země odpaří veškerá voda a ta se stane žhnoucím peklem. Její interakce s expandující atmosférou obřího Slunce přivodí závěrečný pád Země do umírajícího Slunce. Po našem Slunci a Sluneční soustavě zůstane expandující planetární mlhovina a jádro bývalé hvězdy se změní na bílého trpaslíka, který bude posledním svědectvím o bývalé hvězdě – našem Slunci. Pro vyšší živočichy se Země stane neobyvatelnou mnohem dříve, podle současných odhadů to bude nejpozději za půl miliardy roků. Země bude zpočátku svému osudu chvíli vzdorovat. Slunce totiž ztratí za 7 miliard roků přibližně 20 % své hmotnosti a dráha Země se proto přesune dále od Slunce. Přibližně tam, kde dnes obíhá planeta Mars. Země tak sice zůstane nad expandujícím slunečním povrchem, ale tření o sluneční korónu změní její dráhu na smrtící spirálu, po které se nakonec dostane do vnějších obalů Slunce a odpaří se.

Osud Slunce

Exoplanety  Černé díry

Aldebaran Homepage