Svet fyziky Evolúcia hviezd - rozhoduje hmotnosť

Dirk H. Lorenzen 24. januára 2005

Ako jasne hviezda svieti, ako dlho existuje a čo z nej zostane neskôr, v konečnom dôsledku záleží iba na jednom parametri: jeho hmotnosti.

Hviezdy pozostávajú z asi troch štvrtín vodíka, štvrtiny hélia a veľmi malého podielu ťažších prvkov ako uhlík, kyslík alebo zlato. To platí aj pre naše slnko. Vo vnútri vodík fúzuje a vytvára hélium okolo 15 miliónov stupňov Celzia. Každé štyri jadrá vodíka tvoria jadro hélia - konečný produkt, jadro hélia, je však o niečo ľahší ako východiskový materiál, teda štyri vodíkové jadrá. Tento malý hmotnostný rozdiel sa prevádza priamo na teplo a svetlo - podľa slávneho Einsteinovho vzorca: \ (E = mc ^ 2 \) (energia sa rovná hmotnosti krát rýchlosť svetla na druhú).

Spaľovanie vodíka

Každú sekundu sa 600 miliónov ton vodíka topí v strede slnka na 594 miliónov ton hélia. Slnko premieňa šesť miliónov ton hmoty na čistú energiu každú sekundu a každú sekundu sa stáva o šesť miliónov ton ľahší. Nemala už dávno vyčerpať svoje zásoby? V žiadnom prípade, za takmer päť miliárd rokov svojej existencie slnko neprišlo ani o tisícinu svojej hmotnosti.

Hviezdne pole v súhvezdí Strelca

Energia slnečného žiarenia sa môže javiť ako zbytočná, ale paliva je dostatok: Podľa teoretických modelov je slnko iba v strednom veku. Bude svietiť ďalších päť miliárd rokov. Iba vtedy sa spotrebuje väčšina vodíka vo vnútri. Len čo „spaľovanie vodíka“ skončí, koniec hviezdy nie je ďaleko. Je pravda, že hélium sa spája a vytvára ťažšie prvky, ktoré zase vytvárajú ešte ťažšie prvky. Ale tieto procesy už nie sú veľmi efektívne - hviezde rýchlo dôjde palivo.

Ako dlho trvá spaľovanie vodíka, závisí od hmotnosti. Pretože hviezda s dvojnásobnou hmotnosťou slnka nesvieti dvakrát tak jasne, ale zhruba osemkrát tak jasne ako slnko. Množstvo energie emitovanej hviezdou sa zvyšuje približne s treťou silou hmotnosti hviezdy \ (M \), takže svietivosť je úmerná \ (M ^ 3 \). Aký silný je tento vzťah, závisí zase od hmotnosti hviezdy. Hviezda s trojnásobkom slnečnej hmoty žiari takmer 27-krát (trikrát trikrát tri) rovnako jasne ako slnko.

Vývoj hviezd veľmi závisí od počiatočnej hmotnosti. Hviezdy s viac ako piatimi až ôsmimi slnečnými hmotami (niektoré hviezdy majú takmer sto slnečných hmôt) na konci svojho života explodujú ako supernova. Pri týchto gigantických výbuchoch sú vonkajšie vrstvy hviezdy vyhodené do vesmíru, jadro sa zrúti do neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery. Existujú aj supernovy vo hviezdach s nižšou hmotnosťou - ale iba v určitých dvojhviezdnych systémoch.

Výbušný koniec

Hviezdy veľké ako Slnko naopak horia celkom nenápadne - a to dosť dlho. Hviezda s desaťkrát väčšou hmotnosťou ako slnko svieti asi 4 000-krát jasnejšie ako slnko, ale jej životnosť je relatívne krátka: po menej ako päťdesiatich miliónoch rokov skončila. Slnko je naopak staré niečo málo cez desať miliárd rokov. Hviezda s iba desatinou slnečnej hmoty svieti s menej ako tisícinou slnečnej svietivosti - a to už viac ako sto miliárd rokov. Všetky hviezdy vo vesmíre s menej ako tromi štvrtinami slnečnej hmoty musia preto v každom prípade stále existovať, pretože ich životnosť presahuje dnešný svetový vek, ktorý sa predpokladá na zhruba 13,7 miliárd rokov.

Z hmotnostnej triedy slnka alebo tesne nad ňou už množstvo hviezd ukončilo jadrový oheň a vyplnilo priestor nádhernými hmlovinami. O asi päť miliárd rokov bude tiež bobtnať naše slnko, ďaleko za obežnou dráhou Zeme. Povrch sa ochladzuje a slnko už nesvieti žlto-biele, ale červenkasté - stal sa z neho červený obor. Zvyšné palivo zostane vo vnútri horieť čoraz rýchlejšie a slnko sa konečne dostane do nestabilnej fázy, chvíľu bliká a pulzuje. Žiarenie zvnútra ženie stále viac a viac hmoty z tenkých vonkajších vrstiev do planetárneho systému a ďalej do vesmíru. Tento takzvaný hviezdny vietor spôsobuje, že slnko stráca takmer polovicu svojej hmotnosti.

Na zvyšku slnka zdroj energie nakoniec vyschne a bez tlaku žiarenia zvnútra sa hviezda zmenší na bieleho trpaslíka. Tento malý, veľmi horúci objekt je veľký asi ako Zem, ale obsahuje dobrú polovicu hmoty slnka. Biely trpaslík sa ochladzuje na miliardy rokov. Prvých pár tisíc rokov stále stimuluje predtým uvoľnený plyn k žiareniu: slnko bude po istý čas bielym trpaslíkom s nádhernou hmlou - a uprostred nej bude potom neobývateľná Zem.

Veľa otvorených otázok

To je teória. Ale nikto nevie, ako dobre je hviezdny vývoj skutočne pochopený. Základná myšlienka môže byť správna a vývoj hviezd je určite lepšie pochopiteľný ako vznik hviezd - veľa, veľa detailov je však stále nejasných:

Akú úlohu zohráva rotácia hviezdy?
Niektoré hviezdy pulzujú, čo znamená, že sa pravidelne mierne nafukujú a zmenšujú. Ako tento jav ovplyvňuje ďalší vývoj hviezdy? Majú hviezdy niekoľkokrát v živote pulzujúcu fázu?
Kedy a ako nastáva konvekcia? Konvekciou bubliny horúceho materiálu stúpajú, ochladzujú sa a klesajú späť do vnútra hviezdy - ako vo vriacej vode na vrchu kachle. Energia sa prenáša vnútri hviezd žiarením a konvekciou. Presné podrobnosti sú stále do veľkej miery nejasné.
Záporný vietor spôsobuje ďalšie problémy - pretože taký vietor odfukuje časti svojich vonkajších vrstiev do vesmíru. Takže hviezda stráca hmotu.
Magnetické polia určite hrajú hlavnú úlohu pri formovaní a vývoji hviezd (slnko má silné a veľmi zložité magnetické pole, ktoré je okrem iného ľahko rozpoznateľné podľa slnečných škvŕn).
A ako všetky tieto javy závisia od hmotnosti hviezd?

Pokiaľ všetky tieto veci nebudú pochopené, informácie o veku hviezd môžu byť urobené len veľmi nedokonale. Vek globulárnych klastrov je často spomínanou dolnou hranicou veku vesmíru - aj keď sa často zabúda, že informácie o veku globulárnych klastrov kolíšu medzi 11 a 15 miliardami rokov. Keby sa lepšie pochopilo formovanie a vývoj hviezd, dalo by sa oveľa lepšie odhadnúť aj vek hviezd.