Život hvězd

Člověk zvedal svoji tvář k noční obloze od chvíle, kdy se stal člověkem...a snad ještě dřív. Hvězdy mu byly kalendářem, kompasem i básnickým vytržením. Vycházel na zápraží s hlavou zvrácenou, aby se znovu přesvědčil o jedné z mála jistot svého bytí - že nad ním pořád ještě svítí hvězdy. Moderní uspěchaný člověk žije stále méně pod hvězdami. Na přesvětlené obloze našich měst zahlédneme jen pár osamělých bodů. A tak astronomové - ti profesionální i amatéři-jsou asi jediní, kterým je dopřán nerušený pohled do hlubin vesmíru. I když tento pohled má většinou málo společného s tím, jak si laikové představují hvězdy...
Každá hvězda vzniká z mezihvězdného mračna, jehož hustota zprvu stěží dosahuje hustoty nejlepšího vakua, jaké dokážeme vytvořit ve fyzikální laboratoři na Zemi. Mračno postupně houstne a rozpadá se na menší „cáry“, takže hvězdy stejného stáří vznikají obvykle ve skupinách o několika desítkách až stovkách členů. Odborně se takovému seskupení říká hvězdná asociace. Hvězdy se v asociaci trvale neudrží a působením rušivých sil se navzájem vzdálí tak, že se zamíchají mezi ostatní hvězdy Galaxie.
Posledním předhvězdným stádiem vznikající hvězdy je tzv. protohvězda-objekt o rozměrech stovek miliónů kilometrů, skládající se z chladného prachu a plynu. Pouze v centrálních oblastech protohvězdy jsou hustota, tlak a teplota tak vysoké, že se materiál mezihvězdného mračna mění v horký plyn. Záření plynu je však pohlceno v prachovém „zámotku“, obklopujícím vznikající hvězdu, takže navenek ji lze pozorovat jedině prostřednictvím infračerveného nebo mikrovlnného záření. Odtud také víme, že zatímco protohvězda se gravitačně smršťuje, část plynu tryská z jejího povrchu v úzkých svazcích zpět do mezihvěždného prostoru. Tyto výtrysky jsou z fyzikálního hlediska neobyčejně potřebné. Protohvězda má totiž tak velký moment hybnosti a při pokračujícím smršťování by se roztočila tak prudce, že by ji vzniklá odstředivá síla celou zas rozmetala do okolního prostoru.
Hvězda vzniká teprve ve chvíli, když teplota v jejím nitru dosáhen při pokračujícím smršťování zhruba 10 miliónů kelvinů. Až při této teplotě se vodíková jádra začnou skučovat na jádra hélia. Začíná nejdůležitější termonuilkeární reakce, při níž se uvolněná energie použije jednak k zabrzdění dalšího smršťování hvězdy a jednak k vyzařování do okolního kosmického prostoru. Hvězda začne být vidět i v optickém oboru spektra a dosud nezkondenzovaný materiál v jejím bezprostředním okolí se postupně „odfoukne“ společným působením hvězdného větru a tlaku záření.
Nemůžeme říci, jaká je teplota domu, v němž na schodišti mrzne a v koupelně je přetopeno. Ze stejného důvodu nelze říci, jaká je „skutečná“ teplota hvězdy: teplota plynu ve hvězdě( i v atmosféře hvězdy) se mění s výškou. Jednou možností, jak změřit teplotu, je určit ji podle barvy hvězdy: řekneme, že hvězda má stejnou teplotu jako černé těleso, které vysílá záření stejné barvy. Takto definované teplotě říkáme barevná. Jinou možností je číci, že hvězda má takovou teplotu, jakou by mělo stejně velké černé těleso, které by mělo stejný zářivý výkon. Teplotě, která je takto určena, se říká efektivní teplota. Ta bývá blízká barevné teplotě, ale úplně stejná být nemusí.
Hmotnost hvězdy, stejně jako hmotnost planety, můžeme přímo určit, jen když v její blizkosti obíhá jiné těleso, které můžeme pozorovat. Tak můžeme přímo určit jen hmotnosti složek dvojhvězdy, tedy dvou hvězd, které obíhají okolo společného těžiště, a i to jen v příznivých případech. Proto zatím spolehlivě známe jen velmi málo hmotností hvězd.
Čím vyšší je hmotnost hvězdy, tím rychleji hvězda stárne a vyčerpá zásoby vodíku v jádře. Tato závislost je vskutku dramatická: hvězda o hmotnosti 1 Slunce udrží popsanou reakci v jádře po dobu 10 miliard let, kdežto hvězda o hmotnosti 2 Sluncí necelé 2 miliardy let a při hmotnosti 9 Sluncí už jen 20 miliónů let. Příliš hmotná hvězda nebude vůbec „držet pohromadě“-odhaduje se, že nejhmotnější stabilní hvězdy mohou mít nanejvýš 200násobek sluneční hmotnosti. Spolehlivé astronomické údaje máme však jen pro hvězdy s hmotnostmi do 50 Sluncí.
Jakmile se vyčerpá vodík v jádře hvězdy, nedokáže hvězda do jádra „přiložit“ vodík z vnějších vrstev. Její jasnost i velikost se začnou měnit a hvězda sama se stane do jisté míry nestabilní. Hvězdám v tomto stadiu říkají astronomové souhrnně hvězdy proměnné. Takové hvězdy se posléze začnou rozpínat a změní se nakonec v obří či veleobří hvězdy. Husté jádro hvězdy se však souběžně smršťuje a jeho konečný osud závisí na hmotnosti celé hvězdy v pokročilé fázi vývoje. Každá hvězda totiž během svého života ztrácí hmotu nejen vyzařováním, ale zejména hvězdným větrem a rozličnými typy nestabilit či výbuchů.
Termonukleární reakce, které postupně probíhají v hustém a hmotném jádře hvězdy, mění zvolna chemické složení jádra. Zpočátku je hvězda tvořena ze tří čtvrtin vodíku a z jedné čtvrtiny z hélia. Přesně to platí ovšem jen pro první generaci hvězd, neboť při termonukleárních reakcích v nitru vznikají postupně těžší prvky, především uhlík, kyslík a dusík. Hvězdy s hmotností nižší než 1 Slunce se už dále chemicky nevyvinou, ale hvězdy s vyšší hmotností dokáží všech uvedených prvků posléze využít jako termonukleárního „paliva“ a stávají se výkonnými chemickými továrnami, v nichž postupně vzniká neon, sodík, hořčík, hliník, křemík, reakcí, ovšem jen v dostatečně hmotných hvězdách.
Nakonec však u každé hvězdy nastane chvíle, kdy se zásoba dostupného termonukleárního paliva vyčerpá, záření hvězdy prudce poklesne, a tím se poruší rovnováha uvnitř hvězdy. Silou, která v tuto chvíli jednoznačně převáží, je gravitace. Ta způsobí, že jádro hvězdy se počne smršťovat. Jak toto prudké hroucení jádra skončí, závisí na jeho hmotnosti . Potom se větší část nebo i celá hvězda rozmetá do okolního kosmického prostoru, a tak vlastně vrátí do koloběhu hmoty ve vesmíru materiál, který si kdysi vypůjčila při pozvolném smršťování zárodečného cáru mezihvězdného mračna. Něco se však přece jen nevratně změnilo, totiž chemické složení této hvězdné látky.
Materiál rozmetané hvězdy je o něco chudší na vodík a bohatší na hélium, než tomu bylo na počátku. Navíc je „zašpiněn“ příměsmi prvků těžších než hélium, které se v původní kosmické látce vůbec nevyskytovaly. Jestliže po čase tento znečištěný vodík a hélium opět vytvoří hvězdu, bude to už trochu jiná generace hvězd, než byla ta první. Tento chemický vývoj mezihvězdného materiálu probíhá stále, takže například naše Slunce patří ke hvězdám III. generace, kde „zašpinění“ těžšími prvky dosáhlo 2 procent. Není to mnoho, ale i tato 2 procenta stačí k tomu, aby mohly vzniknout složité organické látky a nakonec i živá hmota na Zemi. Skutečně jsme totiž povstali z prachu - jenže tento prach je doslova hvězdný.