Úvod

Po fázi hlavní posloupnosti přicházejí hvězdy ke svým závěrečným fázím života. V závislosti na své hmotnosti se každá hvězda vydá jinou cestou, dokud neskončí jako bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra.

Vývoj hvězd: Závěrečné fáze

Když hvězda spálí všechen vodík, který se nachází v jejím jádru, jaderné reakce se zastaví. Dochází tedy k tomu, že se hvězda už „neohřívá“, a tak se nedá udržovat její rovnováha, její jádro se začíná zmenšovat a je stále žhavější. Vnější vrstvy se však ochlazují a rozšiřují se, čímž se hvězda mění na červeného obra.

Obrázek poskytuje srovnání velikosti Slunce jako standardní hvězdy hlavní posloupnosti a jak se změní její velikost, až ze Slunce stane červený obr – rozdíl je obrovský.

Červený obr

Pokud je hvězda dostatečně hmotná, kolabující jádro se může natolik zahřát, aby podporovalo i „exotičtější“ jaderné reakce, při kterých hoří helium a vytváří těžší prvky až po železo. Pak se červený obr zmenší a hvězda bude opět vypadat „normálně“. Takové reakce však nabízejí jen dočasné řešení. Nepotrvá to dlouho, protože helium se velmi rychle vyčerpá a hvězda se opět stane červeným obrem.

Bílý trpaslík

Pro hvězdu podobnou našemu Slunci po fázi červeného obra již nebude nic, co by udržovalo tyto jaderné reakce, takže střed hvězd zkolabuje a smrští se; může pak dosáhnout rozměry Země, ale hmotnost bude mít jako hmotnost Slunce! Takový velmi hustý objekt se nazývá bílý trpaslík. Kousek bílého trpaslíka o velikosti mobilního telefonu bude vážit stejně jako slon na Zemi!

Bílí trpaslíci, jejichž velikost je přibližně stejná jako velikost Země, ale hmotnost je přibližně stejná jako hmotnost hvězdy, ohromují astronomy – proč nepokračuje hroucení (kolaps hvězdy)? Jaká síla zabraňuje dalšímu kolapsu hvězdy? Kvantová mechanika nabízí vysvětlení. Tlak rychle se pohybujících elektronů brání zhroucení hvězdy. Čím je jádro hmotnější, tím hustší je bílý trpaslík, který se zformuje. Tyto paradoxní hvězdy jsou ve skutečnosti velmi běžné – i naše Slunce se jednou stane bílým trpaslíkem, bude to ovšem až za 6 miliard let. Jednou takovou relativně blízkou hvězdou je i bílý trpaslík Sirius B – mnohonásobně slabší průvodce nejjasnější hvězdy na noční obloze.

Během hoření helia v jádrech červených obrů vznikají nerovnovážné stavy a při nich se odfouknou vnější vrstvy hvězd do mezihvězdného prostoru. Tento jev může mít za následek odhození více než poloviny hvězdné hmoty. V důsledku toho se kolem hvězdy vytvoří rozšiřující se obal plynu nazývaný planetární mlhovina. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami – jen vypadají jako planety, když se na ně díváme malými dalekohledy!

Obrázek ukazuje typickou planetární mlhovinu M57 s bílým trpaslíkem v jejím středu. Tato fáze netrvá dlouho – planetární mlhovina se rozptýlí v okolním mezihvězdném prostoru za asi 100 000 let a obohatí ho těžšími prvky.

Hvězdy, které mají hmotnost vyšší než 8 hmotností Slunce, mohou udržovat rovnováhu o něco déle, protože jejich jádra se mohou zahřívat na vyšší teploty a spouštět „exotičtější“ jaderné reakce – vytvářejí se například neon, kyslík, křemík, dokonce se vytváří i železné jadérko. Pokud měla hvězda ve stadiu červeného obra větší hmotnost, nazývá se červený veleobr. A po stadiu veleobra následuje velkolepá exploze nazývaná výbuch supernovy. Výbuch uvolňuje takové velké množství hmoty z vnějších vrstev hvězdy, že se v prostoru kolem ní rychle vytvářejí rozšiřující se plynové obaly, nazývané zbytky supernov. Na obrázku je zobrazen zbytek po výbuchu supernovy z roku 1054 ve falešných barvách – mlhovina v souhvězdí Býka známá jako Krabí mlhovina, v Messierově katalogu má označení M1, jediná planetární mlhovina v tomto katalogu. V dalším katalogu má označení NGC 1952.

Neutronová hvězda

Protože hvězda byla velmi hmotná a hmotnost jejího pozůstatku je více než 1,4 hmotností Slunce, nemůže zůstat bílým trpaslíkem, a to proto, že tlak degenerovaného elektronového plynu nedokáže zabránit gravitačnímu kolapsu a hvězda se nadále zmenšuje. Kolabují přitom atomy i jádra atomů a hvězda se stává neutronovou hvězdou. Hustota neutronové hvězdy je asi 1017 kg∙m–3. Rozměry takových hvězd nepřesahují 10–30 km. To zhruba odpovídá velikosti většího města na Zemi. Představte si tedy, že se hvězda, původně o velikosti jako Slunce, vejde například na území menší než rozloha Londýna! Veškerá hmota Země by se při hustotě neutronové hvězdy vešla do koule o průměru 305 m (odpovídá velikost obrovského radioteleskopu Arecibo). 

Černá díra

Když je hmotnost hvězdného pozůstatku větší než 3 hmotnosti Slunce, ani tlak neutronového plynu nemůže zastavit gravitační kolaps. Výsledkem je objekt neomezeně vysoké hustoty a nekonečně malé velikosti – vytváří se černá díra. V důsledku obrovské gravitační síly se zakřivení prostoru stává velmi velkým a při velikosti asi 5 km se prostor „uzavírá sám do sebe“ a ani světlo ho nemůže opustit. Tímto se stává objekt neviditelným. Jediným způsobem, jak indikovat takový objekt, je ten, že se zkoumá prostor kolem něj, kde hmota, která spirálovitě padá do černé díry, se při tom natolik zahřívá, že dochází k vyzařování energie ve formě rentgenových a gama paprsků, které se dají zaznamenat. Jedním z takových objektů je rentgenový zdroj Cygnus X-1 v souhvězdí Labutě.