Co jsou to hvězdy? Ze života hvězd

Od doby, kdy si lidé poprvé začali uvědomovat hvězdnou oblohu a hvězdy nad sebou se představy o nich velice změnily. Před naším letopočtem byly hvězdy něčím imaginárním, nepochopitelným.

O první pozorování a trigonometrická (trigonometrie, nauka o trojúhelnících) měření na obloze se zasloužili již staří Řekové. Vždyť právě oni pojmenovali souhvězdí severní oblohy. Jimi vytvořené názvy (až na několik výjimek) se uchovaly až do dnešní doby. Velká Medvědice, Orión, Perseus, Androméda, Cetus, Kassiopea a mnohá další jména představují mytologická jména starověkého Řecka. S bájemi, které se váží na tyto názvy se můžeme seznámit ve Starých řeckých bájích, které vyšly knižně i u nás.

Obloze kraluje 88 souhvězdí

Dnes máme přesně 88 souhvězdí, které byly definitivně "rozparcelovány" na astronomickém kongresu v roce 1961. Některé názvy souhvězdí jsou však novějšího data. Některé z nich vytvořil v 17. století polský astronom Jan Hevelius. Podobně byla pojmenována do té doby neznámá souhvězdí jižní hvězdné oblohy.

Dosti často se používalo pojmenování po objevech zařízení, které se v té době využívaly. Tak se můžeme na jižní obloze setkat například se souhvězdím Pec, Kompas, Kružítko, Dalekohled, Kýl, Mikroskop aj. Možná, že je škoda, že se nepoužila jména, která by navázala na tradici použitou pro severní hvězdnou oblohu.

Doba křesťanského tmářství

Pak však bohužel nastalo doba křesťanského tmářství, kdy se nejen astronomie, ale i další vědy dostaly na okraj společnosti. Toto období přetrvalo více jak jedno celé tisíciletí. Teprve pak, v době renesance, se začíná věda opět dostávat na výsluní zájmu evropské kultury.

Mnoho věcí musela evropská věda objevovat znovu, naštěstí podstatnou část vědění starověkého Řecka uchovali (a v mnohém i velice výrazně ovlivnili a dále rozvinuli) námi zatracovaní Arabové. Ano, právě Orient, například západní (Maghreb el Aksá) stál u kolébky zrodu dnešní moderní evropské vědy.

Že tomu nevěříte? A co takové arabské číslice, co jména jako Averroes, Al Battáni, Avicena (Abu Ali Ibn Síná), jména hvězd jako Altair, Aldebaran, Alkor (arabská předpona al) a mnohé další?! Arabové, pokud zůstaneme u astronomie, také sestrojili množství měřících přístrojů.

Období renesance

V Evropě pak nastupuje období renesance nebo také tzv. Koperníkovská éra. Giordano Bruno (čti Džordano) sice ještě roku 1500 skončil na hořící hranici prý "svaté" inkvizice, jeho nástupce Mikoláš Koperník (vlastním jménem Mikolaj Kopernik) se jí již o fous vyhnul a známý Ital Galileo Galilei již žil v trochu smířlivější době (alespoň vůči vědě). I když se svým slavným výrokem o oběhu Země měl také velké množství problémů. Právě Galileo Galilei velice přispěl k rozvoji astronomie. Jako první totiž použil k pozorování vesmíru dalekohledu, v té době nového vynálezu. Stalo se tak v roce 1610.

Díky prvnímu teleskopu objevil sluneční skvrny, krátery na Měsíci, pozoroval prstenec planety Saturn, měsíčky planety Jupiter a mnoho dalších velice zajímavých objektů.

Postupně nastupovali mnozí další velikáni tehdejší vědy, jejichž jména se navždy zapsala do učebnic. Byli jimi například Johannes Kepler, který zformuloval známé Keplerovy zákony, které nám popisují způsob oběhu planet kolem Slunce, Isaac Newton (čti Izak Ňutn), který právě na základě Keplerových zákonů zformuloval svůj obecný gravitační zákon atd., atd.

Co je to hvězda?

Vraťme se však k hlavnímu tématu. A tím jsou hvězdy. Hvězdy jsou všude, hvězdy jsou vším. Vidíme je večer co večer nad svými hlavami a přesto jim rozumíme málo, přesto o nich ještě mnoho nevíme. Co je to tedy hvězda? Hvězda není ničím jiným než sluncem. Jinými slovy - i naše Slunce je hvězdou. Slunce a hvězda jsou tedy totéž.

Naše Slunce není hvězdou nijak výjimečnou. Je totiž jen žlutým trpaslíkem, astronomové by řekli, že žlutým trpaslíkem spektrální třídy G2V. Jsou hvězdy mnohem hmotnější, mnohem větší a mnohem zářivější. K tomu se ale vrátíme za chvíli.

Proč hvězdy svítí?

Proč hvězdy, a tedy i naše Slunce (s velkým S, jde o vlastní jméno), vůbec svítí? Mohou za to tzv. termonukleární reakce, díky nímž se v nitru Slunce (a sluncí obecně) generuje při vysokých teplotách a tlacích energie. V našem Slunci dosahuje teplota jádra asi 17 miliónů Kelvinů (teplotní stupně, s nimiž pracuje fyzika, jeden Kelvin odpovídá jednomu stupni Celsia, jen s tím rozdílem, že nula st. C je bodem tání vodního ledu, nula Kelvinů je nejnižší možná teplota, kterou lze ve vesmíru dosáhnout - asi mínus 273°C) a tlak mnoha miliard atmosfér. Díky tomu se mohou slučovat jádra vodíku na hélium, přičemž se uvolní energie ve formě fotonů a neutrin, tedy elementárních částic.

V našem Slunci probíhá tzv. proton-protonový cyklus, při němž se slučují 4 jádra vodíku na jedno jádro hélia. Ovšem v jiných hvězdách, které jsou mnohem větší, se může "spalovat" (přesněji slučovat - proto termonukleární reakce, fúze, která je opakem jaderného štěpení, kdy se naopak těžká jádra rozpadají na jádra lehčí) i hélium, přitom vzniká uhlík (Salpeterovy reakce) a nebo i těžší prvky.

Teoreticky se mohou lehčí prvky slučovat až na jádra železa a niklu, které jsou nejstabilnějšími dosud známými prvky ve vesmíru. Ano, všechny prvky ve vesmíru vznikly z vodíku a hélia (!) (tedy dvou nejlehčích prvků ve vesmíru; někdy se k nim uvádí ještě i lithium) díky termonukleárním reakcím! Buď v době vzniku vesmíru při velkém třesku a nebo v pozdějších fázích za přispění hvězd (sluncí).

Naše Slunce je rovněž hvězda

Jak vypadá naše Slunce? Není nijak výjimečné. Jeho hmotnost činí asi 1,99×10³⁰ kg, průměr Slunce je asi 1,4 miliónu kilometrů, teplota na povrchu asi 6 000 K (asi 5 700°C). A právě hmotnost a povrchová teplota určuje charakter hvězdy.

Obecně lze říci, že čím je hvězda hmotnější, tím je také teplejší, tím produkuje více energie takže je zářivější, ale také "žije" kratší dobu. Naše Slunce bude jako žlutý trpaslík svítit asi 12 miliard let. Polovinu už má za sebou, takže mu zbývá asi 6 miliard let.

Tyto závislosti krásně zobrazuje tzv. Hertzprunguv - Russeluv diagram (čti Hertšprungův - Rázlův), na němž nalezneme i nám alespoň podle jména známou hlavní posloupnost. A z čeho že se to hvězdy skládají? Tak např. naše hvězda - Slunce, je z 99,9% složena z vodíku a hélia, jen ten nepatrný zbytek připadá na všechny ostatní prvky. Tento plyn, nebo přesněji velice žhavá plazma tvoří materiál hvězdy, který do okolního kosmického prostoru vyzařuje všechnu tu energii.

Naše Slunce je naštěstí klidnou hvězdou, která sem tam trošku bouchne. Tehdy můžeme pozorovat sluneční protuberance a nebo erupce, které naší planetě příliš neublíží; ale jsou hvězdy mnohem aktivnější, tzv. eruptivní, v jejichž blízkosti nemůže existovat žádný život. Máme tedy i štěstí, že žijeme u takovéto klidné hvězdy.

Velmi hmotné hvězdy a supernovy

Hmotnější hvězdy však svítí kratší dobu, ty nejhmotnější hvězdy jen po dobu pouhých několika desítek miliónů let. Jedná se o tzv. nadobří hvězdy spektrálních tříd O, B, které mohou být až 50× hmotnější než naše Slunce. Jejich průměry jsou fantastické, mohou dosahovat až jedné miliardy kilometrů, teplota v jádře může dosáhnout až 3 miliard Kelvinů a povrchová teplota až okolo 100 000 Kelvinů! Za toto hýření však takováto hvězda "zaplatí" vysokou daň. Svítí jen velice krátkou dobu (z astronomického hlediska) a svůj život končí jako tzv. supernova.

Výbuch supernovy je tím největším kosmickým ohňostrojem, jaký si vůbec dokážeme představit. Během několika dní vyzařuje supernova tolik energie, jako celá galaxie. A v takové průměrné galaxii je okolo 100 miliard hvězd!!! Hvězda tedy mnohonásobně zvyšuje svou svítivost. Během výbuchu takovéto supernovy jsou odhozeny povrchové vrstvy hvězdy, které se dále rozpínají a které se za čas mohou pozorovat ze Země jako mlhovina. Takovýmto nejznámějším pozůstatkem (mlhovinou) po supernově je Krabí mlhovina v souhvězdí Býka (supernova vybuchla v roce 1054), která nese označení M-1 (v tzv. Messierově katalogu).

Hvězdná jádra, neutronové hvězdy a černé díry

A co se děje s jádrem hvězdy? To se nezadržitelně hroutí samo do sebe. Pokud je jeho hmotnost dostatečně vysoká a překročí tzv. Chandrasekarovu mez (Chandrasekar byl indický astrofyzik, čti Čandrasekar), pak obrovský tlak gravitace nemůže nic zabrzdit. Atomy jsou rozbity, elektrony doslova vtlačeny do protonů takže se stávají elektronegativními a vzniká tzv. neutronová hvězda. Neutronová hvězda je doslova mystický objekt. V podstatě ji můžeme popsat jako obří jádro atomu, neboť se skládá jen z neutronů. Ano, ani atomy neodolají gravitačnímu tlaku a jsou rozbity na neutrony.

Hmotnost neutronové hvězdy je stále větší než hmotnost našeho Slunce, přesto činí jeho průměr jen několik málo kilometrů! To napovídá, že materiál takovéto hvězdy musí být neobyčejně hustý. Ano, skutečně. Kdybychom (teoreticky) vyřízli z neutronové hvězdy krychličku o velikosti jednoho centimetru (tedy velikosti obyčejné hrací kostky), činila by její hmotnost několik miliónů tun! Poměry panující na povrchu a v nitru takovéto neutronové hvězdy jsou doslova nepředstavitelné. Teploty miliardy Kelvinů, obrovská gravitace, která dokáže ohýbat i světelný paprsek… Navíc neutronová hvězda velice rychle rotuje.

Pokud rádiový paprsek vyzařovaný v úzkém svazku náhodou protne naší Zemi, pozorujeme pak takovouto neutronovou hvězdu jako pulzar (pulzary byly objeveny v roce 1968, teoreticky byly předpovězeny mnohem dříve; objev pulzarů byl tedy krásným dokladem astrofyzikálních teorií).

Jenže neutronová hvězda nemusí být konečným stádiem vývoje hvězdy. Pokud je hvězda ještě hmotnější a překročí tzv. Landau - Oppenhaimer - Volkoffovu mez (tři jména významných astrofyziků, z nichž prostřední je otcem americké atomové bomby!) může se zhroutit do podoby tzv. černé díry. Černá díra je objekt, který dokáže ztěží popsat i soudobá astrofyzika, takže zůstaňme u jejího opisu. Gravitace černé díry je natolik silná, že ani rychlost světla není dostatečná na to, aby mohla pomoci uniknout z osidel takovéhoto objektu.

Jak víme, činí rychlost světla asi 300 000 km×s^-1. Přesto ani foton (částice světla) nedokáže překonat obrovskou gravitaci černé díry. Pokud se jakýkoliv objekt dostane pod tzv. Schwarzchildovu mez (čti Švaršildovu), už nikdy zpod něj nemůže uniknout, zůstane navždy uvězněn v černé díře. (Jak víme ale z kvantové mechaniky, může přece jen částice z černé díry uniknout tzv. Hawkingovým mechanismem - čti Hókingovým, a nebo termodynamickým vyzařováním v pozdějších vývojových fázích vesmíru).

Jakých hvězd je ve vesmíru nejvíce?

A jak se vyvíjejí méně hmotné hvězdy, kterých je přece jen ve vesmíru nejvíce? Stabilní hvězdy, např. žlutí trpaslíci se na konci svého života dostávají do fáze tzv. rudého obra. Tehdy se hvězda prudce rozepne, změní barvu (do červené) a spaluje hélium na uhlík. Po vyčerpání hélia se hvězda opět smrští. Ovšem její hmotnost není natolik vysoká, aby se teplota v jádře mohla zvýšit natolik, že by hvězda byla schopna slučovat uhlík na ještě těžší prvky. Takže termonukleární reakce v nitru ustanou, slunce (hvězda) se dále smršťuje do podoby tzv. bílého trpaslíka.

V jádru takovéto hvězdy již však neprobíhají žádné reakce, takže hvězda vyzařuje již jen setrvačností energii, kterou si naakumulovala za svého aktivního života. Takovýto bílý trpaslík si pak svítí ještě nějakých 100 miliard let než definitivně vychladne a změní se v tzv. černého trpaslíka. Bílý trpaslík má nízkou svítivost - asi jednu tisícinu svítivosti Slunce, malý průměr (asi 10.000 km, je tedy zhruba stejně velký jako naše rodná planeta Země) a vysokou hustotu.

Spektrální klasifikace hvězd

Jak vidíme, jsou hvězdy velice zajímavými objekty, na jejichž opis nestačí ani rozsáhlé publikace. Hvězdy jsou malé a velké, svítivé i málo svítivé, horké i chladné. Hvězdy jsou ale i barevné, což nám může dokázat dobrá astronomická fotografie a nebo pohled dalekohledem na hvězdnou oblohu. Skutečně; hvězdy nejsou jen bílé, ale mohou být i světle modré, žluté a nebo červené. To nám dokazuje i následující, tzv. spektrální rozdělení hvězd do tříd:

• O - modré hvězdy s povrchovou teplotou až 35 000 K
• B - horké modrobílé hvězdy s povrchovou teplotou 11 000 až 18 000 K
• A - horké bílé hvězdy s povrchovou teplotou okolo 10 000 K
• F - bíložluté hvězdy s povrchovou teplotou 6 000 až 7 500 K
• G - žluté hvězdy s povrchovou teplotou okolo 5 000 až 6 000 K
• K - žlutooranžové hvězdy s povrchovou teplotou 3 600 až 5 000 K
• M - chladné červené hvězdy s povrchovou teplotou nižší než 3 600 K

Klasifikace hvězd je však mnohem složitější. Existují ještě třídy R, A, které označují tzv. uhlíkové hvězdy, jsou hvězdy proměnné (např. typu RR Lyrae, Tau Ceti, Beta Orioni aj.), cefeidy, pekuliární (podivné) např. z chemického hlediska, novy, rekurentní (cyklické) novy, dokonce kvarkové hvězdy aj. Tato problematika je však velice složitá a vyzná se v ní jen odborník.

Hvězdy se shlukují ve formě galaxií

Jak tedy vidíme, jsou hvězdy základními stavebními kameny vesmíru, zdroji energie a života. Hvězdy však nejsou ve vesmíru "rozhozeny" nějak nahodile, ale shlukují se do tzv. galaxií. Galaxie jsou obrovské hvězdné ostrovy, které rotují a jsou gravitačně svázány, jejich průměry mohou být až statisíce světelných let. (Světelný rok ly - z anglického light year, je vzdálenost, kterou urazí světlo právě za jeden rok. Je tedy jednotkou vzdálenosti, nikoliv jednotkou času!!).

Průměrná galaxie má okolo 100 miliard hvězd (sluncí)! Ty nejhmotnější mohou mít až jeden bilión hvězd. Takovým příkladem je superobří eliptická galaxie M-87 v souhvězdí Panny. Existují ale i menší a trpasličí galaxie jen s několika milióny hvězd. Takovými příklady mohou být Malý a Velký Magallanův oblak (čti Magalješův) viditelný i pouhým okem na jižní hvězdné obloze v souhvězdích Mečouna a Tukana.

Jak již předchozí řádky napovídají, mají i galaxie své charakteristické tvary. Mohou být eliptické, spirální, spirální s příčkou a nebo nepravidelné. Krásu těchto galaxií nám může ukázat kterákoliv učebnice astrofyziky.

Kulové a otevřené hvězdokupy, hvězdné asociace

Ovšem i v samotných galaxiích se mohou hvězdy soustřeďovat do dalších menších skupin. Takovýmito příklady jsou kulové hvězdokupy (které se vyskytují především v halové galaktické složce), otevřené hvězdokupy a nebo hvězdné asociace. Ale ani pokud nejsou hvězdy soustředěny ve hvězdokupách nejsou většinou osamoceny, neboť mohou vytvářet tzv. dvojhvězdy, trojhvězdy či vícenásobné systémy, které jsou gravitačně navzájem vázány a obíhají kolem společného těžiště. A skutečně, naprostá většina hvězd je vázána ve vícenásobných systémech, jen asi 1/5 hvězd je osamocených jako naše Slunce. Ale i tato problematika je trochu složitější a není náplní této práce.

Jak jsme si tedy na předchozích pár řádcích vylíčili, jsou hvězdy velice zajímavými hvězdnými objekty. Dnešní astrofyzika dokáže zkoumat i takto vzdálené objekty (vyjma našeho Slunce, které je doslova za humny; Země je od Slunce vzdálena jednu astronomickou jednotku (AU - astronomical unit)), což je nějakých 150 miliónů kilometrů) pomocí moderních a důmyslných přístrojů. (Nejbližší cizí hvězda je od nás vzdálena asi 4 a 1/4 světelného roku - Proxima Kentauri; Sírius, nejjasnější hvězda naší oblohy je vzdálena asi 10 světelných let, cizí galaxie jsou vzdáleny milióny až miliardy světelných let).

Především spektrální analýza se zasloužila o nebývalý rozvoj stelární - neboli hvězdné astrofyziky. Díky této analýze jsme schopni vyčíst ze spektra světla hvězdy její chemické složení, povrchovou teplotu a mnohé další vlastnosti. Díky nim již pro nás nepředstavují takovou neproniknutelnou hádanku jako na úsvitu moderní vědy, přestože je ještě mnoho z toho, co dnes nevíme a neumíme vysvětlit.

Použitá literatura:

• Základy astronomie a astrofyziky; Vladimír Vanýsek, Academia, 1981
• Obloha na dlani; Pittich, Kalmančok, Obzor, 1983

» Nejnovější články, archiv