text:
větru by se tak mohly hromadit, zahušťovat a případně podlehnout gravitačnímu kolapsu za vzniku nových hvězd další generace. Takto vzniklé hvězdy by byly částečně obohaceny o těžší prvky z hvězd emitujících hvězdný vítr, zvláště v pozdnějších stádiích jejich evoluce. Tento způsob zvyšování metalicity se však zdaleka nevyrovná výbuchu supernov.
 Hustota hvězd
 Budeme nejdříve uvažovat "běžné" hvězdy, nikoli kompaktní gravitačně zhroucené objekty typu bílých trpaslíků a neutronových hvězd (ty budou rozebírány v následujícím §4.2). Lokální hustota hvězdy, tj. hmotnost hvězdného materiálu v jednotkovém objemu, se výrazně mění ve směru od povrchu k jádru hvězdy. Povrchové vrstvy kolem fotosféry mají velmi nízkou hustotu řádu 10-9g/cm3 - nižší než jakou má nejlepší vakuum dosažitelné v našich pozemských podmínkách. Povrchové vrstvy hvězd tedy můžeme s trochou nadsázky označit jako "žhnoucí vakuum". Směrem k centru hustota roste a v jádru běžných hvězd hlavní posloupnosti dosahuje poměrně vysokých hodnot cca 100-200 g/cm3 (10-krát těžší než pozemské železo). U hvězd v konečných stádiích evoluce, kde termonukleární spalování vodíku je vyčerpáno a dochází k fúzi jader hélia, uhlíku a vyšších, však centrální hustota dosahuje obrovských hodnot vyšších než »105g/cm3 (1000-krát vyšší než je hustota jakéhokoli známého materiálu na Zemi, kromě atomových jader).
 Průměrná hvězdná hustota, t.j. podíl celkové hmotnosti hvězdy a jejího objemu, je značně různá pro různé typy hvězd. Pro naše Slunce činí »1,6g/cm3, pro rudé obry jen »10-7g/cm3. Pro veleobry průměrná hustota činí nepatrných »10-9g/cm3, tedy opět nižší než námi dosažitelné vakuum - celý takový veleobr je tedy opět metaforicky "žhnoucí vakuum", avšak s obrovským zářivým výkonem... Průměrná hustota bílého trpaslíka činí »105g/cm3, neutronová hvězda má nepředstavitelnou hustotu »1014g/cm3, stejnou jako atomová jádra.
 Eddingtonova mez luminozity
 Záření při interakci s látkou vyvíjí tlak, což principiálně omezuje největší možnou svítivost, jakou může dosáhnout (kosmické) těleso držené gravitací. Tato maximální možná svítivost, tzv. Eddingtonova mez LEd, je takový zářivý výkon, při němž se vyrovnává gravitační přitažlivost směrem dovnitř s tlakem záření, působícím opačným směrem proti gravitaci (tuto maximální možnou svítivost stanovil A.Eddington v r.1924).
 Máme-li hvězdu hmotnosti M a poloměru R, pak na každou částici hmotnosti m působí ve směru do středu přitažlivá gravitační síla Fg=G.M.m/R2. Opačným směrem na tuto částici působí síla tlaku záření Frad= I.s/c, kde I je tok (intenzita) záření, která s celkovou luminositou L souvisí vztahem I = L/4pR2 a s je účinný průřez interakce záření s částicí (o koncepci účinného průřezu viz §1.5, část "Interakce elementárních částic", pasáž "Účinný průřez interakcí částic" monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"). Z podmínky Frad=Fg pro Eddingtonovu mez pak vychází LEd = 4pG.M.m.c/s. Kritická (maximální) luminozita tedy závisí pouze na hmotnosti objektu a na mechanismech interakce záření s látkou.
 Pozn.: Interakce záření s látkou a vzbuzovaný tlak záření se též někdy vyjadřuje pomocí opacity (neprůhlednosti) O horní vrstvy hvězdy. Eddingtonovu mez pak lze ekvivalentně vyjádřit vztahem LEd = 4pGMc/O.
 Předpokládáme-li vnější vrstvy hvězdy složené z vodíku, pak za hmotnost částice m dosadíme hmotnost protonu (jádra vodíku): m=mp. Pokud je interakce záření způsobena klasickým Thomsonovým rozptylem na elektronech v ionizovaném plynu, je s = sT= (8p/3).(e2/me2)2, kde


text:
e je náboj a me hmotnost elektronu *). S použitím parametrů Slunce lze pak Eddingtonovu mez vypočítat jako LEd »1,3.1031M/M¤ [J.s-1], nebo LEd »3,3.104(M/M¤).L¤. Přesná hodnota Eddingtonovy luminosity však závisí na chemickém složení povrchových vrstev plynu a na spektrálním rozložení emitovaného záření.
 *) Radiační tlak působí především na elektrony, které se tím pohybují od středu. U protonů je tlak (předávání hybnosti) Thomsonovým rozptylem vzhledem k jejich vysoké hmotnosti zanedbatelný. V důsledku těchto rozdílných radiačních sil na elektrony a protony vzniká určitá nábojová separace a elektrické pole radiálního směru, které "táhne" i protony nahoru - tlak záření tím nakonec působí jednotně na veškerý ionizovaný plyn.
 Svítivost běžných hvězd (včetně Slunce) činí jen asi 10-4LEd. Při vyšší svítivosti než LEd, zvané super-eddingtonovská luminosita, by tlak záření převládl a těleso "rozfoukl" či "rozmetal" do okolí - k tomu skutečně dochází především v závěrečných fázích evoluce hvězd u rudých obrů, nov a supernov (viz následující §4.2). Eddingtonova mez platí jen za předokladu izotropního vyzařování ze sférických objektů. V §4.8 uvidíme, že u silně anizotropního vyzařování z akrečních disků kolem černých děr může být dlouhodobě Eddingtonova limita mnohonásobně překročena.
 Planety kolem hvězd
 Nově zformovanou hvězdu obklopuje rotující disk ze zbytkového materiálu, plynu a prachu. Disk má nehomogenní strukturu, vytvářejí se v něm víry a turbulence. V průběhu několika miliónů let se tento plyno-prachový disk, zvaný protoplanetární (vytvářejí se z něj planety), rozpadá - část z něj pohltí centrální hvězda, část je odmrštěna pryč, avšak některé části disku zůstávají na oběžné dráze kolem hvězdy, postupně fragmentují, gravitační přitažlivostí pohlcují další hmotu; rostou a zhušťují se. Z těchto fragmentů postupně vznikají planety *), které pak obíhají kolem mateřské hvězdy. V důsledku zákona zachování hybnosti se rotace protoplanetárního disku uchovává jako oběh planet a dalších objektů po eliptických (někdy téměř kruhových) drahách kolem centrální hvězdy, podle Keplerových zákonů.
 *) Název "planety" pochází z doby, kdy se o jejich skutečné povaze nic nevědělo. Řecké slovo "planétes" = "tulák"; "ten, kdo chodí sem a tam" ve starověku a středověku označoval nebeská tělesa, která se při pozorování ze Země pohybovala na obloze jinak, než "nehybné" hvězdy se zdánlivým kruhovým pohybem. Byly to tehdy Merkur, Venuše, Mars, Jupiter, Saturn; někdy se k nim řadilo i Slunce a Měsíc. Koperníkův heliocentrický systém vyjasnil povahu planet jakožto těles obíhajících kolem Slunce (ze seznamu planet tak zmizelo Slunce a přibyla Země). Tělesa obíhající okolo planet byla nazvána měsíci (podle analogie s naším Měsícem). Když se později zjistilo, že kolem Slunce obíhá i velké množství drobnějších těles - planetek a komet, byl pojem planeta upřesněn v tom smyslu, že se jedná o těleso natolik velké hmotnosti, že si gravitací udržuje přibližně kulatý tvar a gravitačně ovládá své okolí, které dokáže "vyčistit" od ostatních menších tělísek, plynu a prachu (podél své oběžné dráhy). Z nynějších představ a poznatků o tvorbě hvězd tedy plyne, že téměř každá hvězda má nějaké planety (a nepochybně i planetky), i když to zatím u většiny z nich ještě neumíme zjistit...
 Původní hmota v plynoprachovém disku se skládala z asi 98% z lehkých

type: other


text:
prvků vzniklých v primordiální kosmologické nukleosyntéze (viz §5.4 "Standardní kosmologický model. Velký třesk. Formování struktury vesmíru.", pasáž "Prvotní nukleosyntéza") - vodíku a hélia se stopovým množstvím lithia. Jen 2% byla tvořena těžšími prvy vytvořenými nukleosyntézou v předchozích generacích hvězd (je popsáno níže v pasáři "Termonukleární reakce v nitru hvězd"), které v závěrečných fázích svého života tyto hvězdy vyvrhovaly do mezihvězdného prostoru (§4.2 "Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps", část "Výbuch supernovy, neutronové hvězdy, pulsary"). Tatovéto počáteční složení pak má i vzniklá centrální hvězda (v průběhu pozdnějších stádií nukleosyntézy se mírně obohacuje o těžší prvky). V obklopujícím protoplanetárním disku však může docházet k některým fyzikálním a chemickým procesům, které mohou vést k výrazné diferenciaci chemického složení různých útvarů a vznikajících planet (srovnejme na obrázku grafy zastoupení prvků ve vesmíru a na terestrických planetách).
 Relativní zastoupení prvků v přírodě v závislosti na jejich protonovém (atomovém) čísle Z, vztažené k vodíku Z=1.
 Nahoře: Nynější průměrné zastoupení prvků ve vesmíru. Dole: Výskyt prvků na Zemi (v zemské kůře) a terestrických planetách.
 Vzhledem k velkému rozpětí hodnot je relativní zastoupení prvků (vztažené k vodíku Z=1) na svislé ose vyneseno v logaritmickém měřítku; to ale může zvláště na horním grafu opticky zkreslit velký rozdíl v zastoupení vodíku a hélia oproti těžším prvkům..
 Obrázek je převzat z monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření", §1.1 "Atomy a atomová jádra", část "Vznik atomových jader a původ prvků - kosmická alchymie"
 Distribuce planet podle hmotnosti, složení a oběžné dráhy
 závisí na hmotnosti a hustotě protoplanetárního disku, jakož i na hmotnosti a svítivosti centrální hvězdy. Pokud je protoplanetární disk relativně řídký a svítivost hvězdy vyšší, uplatňují se pro diferenciaci různých druhů planet především tři mechanismy (vedle gravitace, která je samozřejmě hlavní hybnou silou) :
 - Tepelné účinky záření hvězdy, které zahřívaly vnitřní části disku na poměrně vysoké teploty, při nichž jsou lehké látky (jako je voda, nebo sloučeniny uhlíku jako je metan) v plynném skupenství. V pevném skupenství prachových částic (a posléze jejich shluků či krystalů minerálů) zde mohly být a nově vznikat jen látky s vysokým bodem tání a varu, jako jsou křemičitany a kovy a jejich sloučeniny. Právě z těchto těžších látek vznikaly zárodky vnitřích planet.
 - Tlak záření v blízkosti hvězdy "vymete" plyny především z lehkých atomů (zvláště vodík a héluim, či lehčí molekuly) do větších vzdáleností - vytlačuje je na vyšší oběžné dráhy v protoplanetárním disku. Plyny z těžších prvků a těžké prachové částice jsou vytlačovány pomaleji.
 - Chemické vlastnosti - různá reaktivita prvků a vlastnosti vznikajících sloučenin. Je to především rozdíl mezi hustými a těžko tavitelnými sloučeninami křemíku a řady kovů, oproti těkavým sloučeninám vodíku, uhlíku a dalších prvků. Jakož i inertní vlastnosti hélia a dalších "vzácných" plynů.
 V koprodukci s gravitací tyto tři mechanismy působí ve vnitřních částech protoplanetárního disku jako jakési " hmotnostní separátory", oddělující lehké prvky a molekuly od těžších. Ve vnitřních částech protoplanetárního disku se tak vytváří relativně zvýšená koncentrace těžších prvků a látek, které jsou tlakem záření vypuzovány pomaleji než lehké plyny. V oblastech poblíž mateřské hvězdy (s menšími poloměry


text:
oběžné dráhy) proto vznikají menší planety s vyšším obsahem těžších prvků - terestrické planety (lat. Terra=Země; jedná se o planety podobné Zemi - zemského typu); v naší soustavě je to Merkur, Venuše, Země, Mars. Vyšší relativní zastoupení těžích prvků je vidět na grafu v dolní části obrázku. Terestrické planety nedorůstají do velkých rozměrů a hmotností, neboť zastoupení příslušných těžších prvků v zárodečné mlhovině je velmi malé (<1%).
 Ve větších vzdálenostech v disku je již hmota natolik chladná, že i těkavé látky mohou být v kapalném a pevném stavu. Mohou zde kondenzovat zárodky z ledových materiálů (voda-led, oxid uhličitý, metan, čpavek, ...), které při oběhu v protoplanetární mlhovině gravitačně zachycují z okolí vodík a hélium, kterých je zde velké množství. V těchto oblastech tak postupně vznikají velké planety složené především z lehkých plynů - plynní obři; v naší soustavě je to Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.
 Taková byla situace při vzniku naší Sluneční soustavy, kde tím pádem máme vnitřní horké či teplé malé terestrické planety a vnější vzdálené a proto studené velké planety (studené jsou jen na povrchu, v jejich jádrech mohou být poměrně vysoké teploty). Tyto okolnosti byly velmi důležité pro možnost vzniku a evoluce života na Zemi i ve vesmíru - je rozebíráno v práci "Antropický princip aneb kosmický Bůh", část "Hvězdy, planety, život".
 Pokud je protoplanetární disk hustý, situace se mění. Jednak velké planety s dominantním zastoupením lehkých plynů mohou kondenzovat i relativně blízko hvězdy. Dále, velké planety vzniklé ve větších vzdálenostech mohou při svém oběhu být brzděny třením v hustém disku (a slapovými silami), čímž se postupně dostávají blíže (migrují) k mateřské hvězdě. Z hustých protoplanetárních disků tak mohou vznikat velké planety obíhající i blízko centrální hvězdy, zahřívané jejím zářením na vysoké teploty - jedná se o jakési "horké Jupitery".
 Gravitační nestability planet
 Pokud by kolem hvězdy obíhala jen jedna planeta, její oběžná dráha by byla dlouhodobě, teoreticky věčně, stabilní. Téměř vždy však obíhá více planet, takže vlivem vzájemného gravitačního působení planet může v planetárním systému docházet ke změnám oběžných drah a gravitačním nestabilitám. Ke zvláště výraznému gravitačnímu ovlivňování docházi tehdy, když oběžné periody sousedních planet jsou v poměru malých celých čísel. Za této situace se v pravidelných časových intervalech budou planety k sobě maximálně přibližovat a oddalovat (při stejném úhlu oběhu) - dochází k tzv. orbitální rezonanci (zvané též Laplaceova rezonance). Během opakovaných maximálních přiblížení může docházet k většímu gravitačnímu ovlivňování, které se postupně sčítá.
 Není vyloučeno, že během evoluce mohou planetární systémy ztratit některé své planety: gravitačním působením ostatních velkých planet se mohou dostat na hyperbolickou dráhu a být "vymrštěny" do mezihvězdného prostoru. V mezihvězdném prostoru, ve vzdálenostech do několika světelných let od hvězd, se tak mohou vyskytovat "bludné planety" (viz níže pasáž "Osamocené 'bludné' planety"); některé z nich snad budou postupně objeveny při zdokonalování astronomické pozorovací techniky.
 Ještě složitější situace je u těsných dvojhvězd či vícenásobných systémů. Zde lze očekávat velkou různorodost planet s často velmi výstřednými eliptickými drahami, které jsou nestabilní v důsledku necentrálního časově proměnného gravitačního pole a slapových sil. Některé z nich


text:
mohou být pohlceny jednou z hvězd nebo mohou být gravitačně vymrštěny do mezihvězdného prostoru.
 Pozn.: Radioaktivita v protoplanetárním disku?
 U hvězd 1.generace se v protoplanetárním disku prakticky žádné radionuklidy nevyskytovaly. Pokud však hvězda 2. či 3.generace vzniká z oblaku vyvrženého supernovou, bude obsahovat velké množství radioisotopů vzniklých při výbuchu supernovy. Dojde-li k formování hvězdy krátce po výbuchu supernovy (cca miliony let), bude raný protoplanetární disk "radioaktivní výhní", v níž dlouhodobé radioisotopy (jako je jód 129I, hliník 26Al, železo 60Fe, ...), nyní již rozpadlé, mohly kromě záření generovat i velké množství tepla, které mohlo roztavit menší tělesa. Tyto procesy se mohly podílet na diferenciaci planet.
 Měsíce kolem planet
 Kolem řady planet, obíhajících kolem Slunce (a nepochybně i kolem exoplanet ostatních hvězd), obíhají další menší tělesa, nazývaná - podle analogie s naším okolozemským souputníkem - měsíce. Měsíce kolem planet mohly vznikat různými způsoby :
 ̈ Některé měsíce mohou vznikat současně s planetami v protoplanetárním disku. V okolí vznikající planety mohly v protoplanetárním disku zkondenzovat další menší tělesa, která mohla být zachycena na oběžnou dráhu kolem planety.
 ̈ Další měsíce (cca setiny průměru či hmotnosti planety) vznikaly pravděpodobně gravitačním zachycením planetky, která se při svém pohybu dostala do blízkosti planety.
 ̈ Relativně věštší měsíce (ve vztahu s velikostí planety), mohou vznikat při katastrofických srážkách planet, kdy je do okolí vymrštěno velké množství materiálu. Pokud ke srážce došlo periferně ve vhodném směru (s patřičným momentem hybnosti), může být část vyvrženého materiálu gravitačně vázána a zkondenzovat v obíhající měsíc (takovým způsobem pravděpodobně vznikl náš Měsíc srážkou dřívější Země s jinou menší planetou zvanou Theia).
 Pokud v období formování měsíce byly dostatečně vysoké teploty a silnější gravitace (která překonala pevnost materiálu), došlo k rozdělení - matriálové diferenciaci - měsíce na vrstvy podle hustoty (a příp. dalších fyzikálních a chemických vlastností). K tomu dochází především u větších měsíců, které se skládají z vnější slupky (voda-led, plyny, ...), kamenné (silikátové) slupky a příp. i železitého jádra. Malé měsíce zůstávají často nediferencované.
 Termální energie planet a měsíců
 Tepelná energie, zahřívající povrch a nitro planet a jejích měsíců, má v zásadě trojí původ :
 × Zářivá energie (především infračervené záření) mateřské hvězdy při své absorbci intenzívně zahřívá povrch a případnou atmosféru především vnitřních planet.
 × Při rotaci a blízkém obíhání měsíců kolem planet se výrazně uplatňují slapové síly (viz §1.2, pasáž "Gravitační gradienty - slapové síly"), které viskózním "mačkáním a hnětením" materiálu planet a měsíců mohou zahřívat podpovrchové vrstvy natolik, že zde může vzniknout vulkanická činnost (horká nebo kryovulkanická aktivita) a i ve vzdálených oblastech od centrální hvězdy se pod povrchem planet a měsíců může nacházet tekutá voda. Slapové síly od obíhajících měsíců tak mohou přispívat k zahřívání nitra planet, zvláště terestrických, a jejich měsíců.
 × Přírodní radioaktivní rozpad dlouhodobých radionuklidů (uran 235,238U, thorium 232Th, draslík 40K) obsažených v nitru planet a měsíců uvolňuje jadernou energii, která se mění v teplo - srov. pasáž "Geologický význam přírodní radioaktivity" zde na Zemi v §1.4 monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření".
 Kromě planet obíhá kolem Slunce, a nepochybně i kolem ostatních


text:
hvězd, velké množství drobnějších těles zvaných planetky či asteroidy *). Jedná se o tělesa podstatně menších hmotností než planety, většinou nepravidelného tvaru (jejich gravitace je příliš slabá na to, aby mohla udržovat kulový tvar). Tělesa tohoto "kosmického smetí" mají nejrůznější velikosti. Nejmenší jsou prachové částice velikosti mikrometrů. Dále tělíska velikosti milimetrů až desítek metrů - ta se někdy nazývají meteoroidy, neboť při střetu se Zemí toto těleso vletí do atmosféry, kde se třením silně zahřívá a vypařuje, čímž vzniká světelný úkaz - meteor : zářící stopa z ionizovaných a zpětně rekombinujících molekul vzduchu a materiálu vypařeného z povrchu letícího tělesa. Tělíska větších rozměrů (> desítky centimetrů) se v atmosféře zcela nevypaří a dopadají na povrch Země jako meteority. Za planetky se obvykle považují až tělesa větší než 100m. O vzniku planetek jsou dvě hypotézy: 1. Rozpad (destrukce, patrně v důsledku srážky) dávné planety, obíhající někde mezi Marsem a Jupiterem; 2. Jedná se o původní útvary vzniklé kondenzací prachových zrn (planetesimály), u nichž nepokračovala gravitační akrece na planetu a zůstaly tak malé.
 *) Název asteroid (lat. hvězdě podobný; zavedl jej W.Herschel v r.1802) pochází z toho, že v dalekohledu se tato tělesa jeví jako malé body, podobně jako hvězdy (zatímco planety se zobrazují jako kotoučky, na nichž lze příp. pozorovat i povrchové struktury). Vyznačují se však rychlým pohybem na pozadí hvězd.
 Největší známou planetkou ve sluneční soustavě je Ceres o průměru téměř 1000km (objevil ji již v 1801 G.Piazzi), další velké asteroidy jsou Pallas a Vesta o průměru kolem 500km. Celkový počet menších planetek ve sluneční soustavě se odhaduje na miliony! Největší počet jich obíhá v pásu mezi drahami Marsu a Jupiteru; předpokládá se, že vlivem silného gravitačního vlivu Jupiteru se zde v protoplanetárním disku nemohlo vytvořit větší těleso.
 Mnoho planetek se nachází i ve vnějších částech sluneční soustavy, za Jupiterem. Jsou tvořeny většinou vodním ledem, zmrzlým oxidem uhličitým a metanem v pevném skupenství, s příměsemi prachu a nerostných látek. Představují potenciální jádra komet. Většina komet pravděpodobně vzniká v oblastech vzdálených od Slunce (tzv. Oortovo mračno) spojováním zbytků po kondenzaci protoplanetární mlhoviny. Některá z těchto těles se vlivem gravitačních poruch mohou dostat na velmi excentrickou dráhu, zasahující do vnitřní části sluneční soustavy. Když se takové těleso přiblíži Slunci, zahřívání jeho povrchu způsobuje odpařování vnější ledové vrstvy; uvolněný plyn a prach vytvoří řídkou "atmosféru" kolem komety, zvanou koma. Tlak slunečního záření (a sluneční "vítr") svou silou způsobí vytvoření rozsáhlého ohonu směřujícího směrem od Slunce. Prach v ohonu odráží sluneční světlo a plyny září v důsledku ionizace a následné radiační deexcitace atomů. To způsobuje výrazný optický efekt, některé komety (jejich koma a ohon) jsou viditelné i prostým okem. I když pevné jádro komety má velikost několik kilometrů až desítek kilometrů, koma dosahuje několik set tisíc km a ohon může být dlouhý až stovky milionů kilometrů!
 Oběžné dráhy řady planetek křižují dráhy planet a proto občas dochází ke srážkám asteroidů s planetami. Vzhledem k vysoké kinetické energii vznikne na povrchu planety často velmi rozsáhlý impaktní kráter; Měsíc a některá další tělesa (s pevným povrchem)


text:
ve sluneční soustavě jsou přímo "rozbrázděna" takovými krátery z dopadů v dávné minulosti (v minulosti byla hustota planetek vyšší a srážky častější). I oběžnou dráhu naší Země křižuje, či se k ní nebezpečně přibližuje, řada asteroidů - vzniká nebezpečí srážky Země s planetkou (žijeme na "kosmické střelnici"!). V minulosti se takové události vyskytly, na Zemi byly nalezeny impaktní krátery po dávných dopadech větších těles průměru několika kilometrů (jako je velký kráter Chicxzulub v oblasti poloostrova Yucatan, pozůstatek po dopadu asteroidu velikosti kolem 10km, který možná způsobil vyhynutí dinosaurů). O těchto a dalších nebezpečích pro lidstvo viz pasáž "Astrofyzika a kosmologie: - lidská beznaděj?" v §5.6 "Budoucnost vesmíru. Šipka času.".
 Naše sluneční soustava není vyjímečná, vznik planet kolem hvězd je zákonitým jevem. Planety kolem hvězd mimo sluneční soustavu astronomové nazývají extrasolární či zkráceně exoplanety. Na přímé pozorování planet kolem vzdálených hvězd zatím výkonnost současných dalekohledů nestačí. Mohla by zde však v zásadě pomoci spektrometrická analýza: planety kolem hvězdy svítí odraženým světlem, které je "červenější" než světlo mateřské hvězdy. Na přítomnost planet lze usuzovat i z přítomnosti prachového disku kolem hvězdy, který pohlcuje část záření hvězdy a následně je re-emituje jako infračervené záření. Jsou v zásadě tři metody nepřímé detekce exoplanet:
 l Tranzitní metoda - měří nepatrný pokles jasnosti hvězdy při přechodu planety přes kotouček hvězdy, přičemž tyto poklesy jasnosti se pravidelně opakují. Geometrickou podmínkou je zde ovšem to, aby prodloužená rovina oběžné dráhy exoplanety procházela místem pozorovatele (tj. Zemí). Dlouhodobé pozorování umožňuje na základě analýzy změn (výkyvů) tranzitu zjistit i příp. další planety (které z našeho zorného úhlu nepřecházejí přes kotouč hvězdy) a přibližně stanovit parametry jejich oběhu.
 l Výkyvy těžiště hvězdy - planeta a hvězda obíhají kolem společného těžiště, což způsobuje pravidelné malé změny polohy vlastní hvězdy. Vzhledem k nepatrným výchylkám a velké vzdálenosti nelze zatím tento jev pozorovat přímo (astrometricky) na poloze hvězdy na obloze, ale radiální pohyby hvězdy směrem k nám a od nás lze měřit spektrometricky pomocí Dopplerova jevu.
 l Gravitační čočka - při zákrytu analyzované hvězdy s jinou vzdálenější hvězdou lze očekávat ohyb jejího světla gravitačním polem, efekt gravitační čočky (miniaturní obdoba jevu diskutovaného v §4.3, pasáž "Gravitační čočky. Optika černých děr"). Sledování průběhu tohoto ohybu během zákrytu může odhalit příp. planetu v blízkosti hvězdy. Tento způsob je sice citlivý, ale jedná se o vzácnou a jednorázovou událost; z takového unikátního pozorování lze usoudit pouze na existenci planety, nelze však stanovit parametry její dráhy.
 Těmito nepřímými metodami již byly velké planety u několika hvězd prokázány.
 Osamocené "bludné" planety
 Vedle planet obíhajících kolem hvězd se ve vesmíru nepochybně nachází i velké množství "bezprizorních" planet, které nejsou gravitačně vázané s žádnou hvězdou a pohybují se - "bloudí" - volně v mezihvězdrném prostoru, pouze pod vlivem sumárního gravitačního pole okolních hvězd, hvězdných systémů a celé galaxie. Osamocené bludné planety mohou vznikat v zásadě dvojím způsobem:
 1. Vyvržením z planetárního systému kolem hvězdy
 Tyto planety vznikají v oblaku plynu a prachu kolem rodící se hvězdy spolu s ostatními planetami, avšak v důsledku gravitačního působení s dalšími velkými planetami získají vyšší


text:
rychlost, jsou odmrštěny a opouštějí planetární systém.
 2. Samostatně vznikající tělesa gravitační kontrakcí malých plynných oblaků
 Obrovská plyno-prachová oblaka se při gravitační kontrakci v důsledku nehomogenit a turbulencí rozpadají na fragmenty nejrůznějších velikostí. Z těch velkých vznikají hvězdy a soustavy hvězd. Malé globule se mohou gravitační kontrakcí zformovat v samostatné planety. Lze očekávat, že to budou planety podobného typu jako Jupiter. Z poněkud větších globulí pak mohou vznikat přechodové typy mezi hvězdami a planetami - hnědí trpaslíci (jsou zmíněni níže).
 Pozorovat soliterní bludné planety v bezedných hlubinách vesmíru je velmi obtížné. Tato tělesa o relativně malých rozměrech (astronomicky zcela nepatrných) nezáří vlastním světlem; větší osamocené planety mohou jen velmi slabě zářit v infračerveném oboru. Určitou vzácnou možností náhodného odhalení některé bludné planety by mohly být zákryty nebo výše zmíněné pozorování efektu gravitační čočky. Některé bludné planety při svém dlouhém putování mezihvězdným prostorem si mohou najít "svou" novou hvězdu, kolem které pak budou obíhat - mohou být gravitačně zachyceny hvězdou, kolem které právě prolétají, většinou na vzdálenou nebo excentrickou orbitu. Čím je hvězda hmotnější, tím větší je pravděpodobnost že zachytí nějakou bludnou planetu.
 Různé hmotnosti hvězd. Obří a trpasličí hvězdy
 Gravitační kontrakcí a zhušťováním plyno-prachových oblaků mohou v principu vznikat hvězdy a další útvary nejrůznějších velikostí a hmotností. Skutečně, astronomická pozorování ukazují širokou škálu hvězdných hmotností: od trpasličích hvězd o hmotnosti desetin M¤, přes hvězdy podobné našemu Slunci, až po masívní hvězdy mnoha desítek hmotnosti Slunce M¤, zvaných hvězdní obři. Zvláště v první generaci hvězd v raném vesmíru byly výrazně zastoupeny i hvězdy s hmotností až 300M¤.
 Výsledná hmotnost hvězdy je dána množstvím látky, kterou kontrahující oblak stačí na sebe "nabalit" do zapálení termonukleární reakce; pak jsou vnější vrstvy tlakem záření "odfouknuty" do prostotu a další akrece již nepokračuje. Tato potenciální možnost závisí na několika faktorech :
 ̈ Hmotnost a hustota zárodečného oblaku,
 limituje úhrnnou hmotnost hvězd, planet a zbylého materiálu. V hustších oblacích vznikají primárně hmotnější zárodky hvězd, které snadněji kondenzují.
 ̈ Chemické složení zárodečného oblaku
 Aby se plyn protohvězdy mohl stát hvězdou, musí se nejdříve při kondenzaci účinně ochlazovat, aby se pak mohl stlačovat vlastní gravitací. U protohvězdy z čistého vodíku trvá ochlazování déle, protohvězda stačí "nabalit" více plynu, takže výsledné hvězdy jsou hmotnější; kromě toho p-p termonukleární reakce potřebuje pro účinný průběh vysokou teplotu a tlak, takže se zapaluje později. Přítomnost těžších prvků pomáhá ochlazovat plynný vodík účinněji (intenzívnější vyzařování). Při vyšším obsahu těžších prvků se protohvězdy hroutí rychleji a zažehnou se v nich dříve termonukleární reakce (CNO cyklus může účinně probíhat i při nižších tlacích), čímž se odfoukne zbylý plyn do okolního prostoru; hvězdy nestačí dorůst do velkých hmotností. Přibližně lze říci, že hmotnost hvězd je úměrná hvězdné generaci.
 ̈ Rotace zárodečného oblaku
 - oblak s velkým rotačním momentem hybnosti při kontrakci vlivem odstředivých sil snadno fragmentuje na menší části, z nichž vznikají hvězdy menších hmotností.
 ̈ Turbulence v zárodečném oblaku,
 v jejichž důsledku se původní oblak hustotně rozdělí na řadu podoblastí-zárodků odlišných velikostí, z nichž pak vznikají hvězdy nejrůznějších hmotností, většinou menších.
 ̈ Interakce zhuštěnin v


text:
zárodečném oblaku,
 vlivem nichž mohou být některé menší zárodky vymrštěny z oblaku a tím přijdou o přísun materiálu - jejich růst se zastaví.
 Trpasličí hvězdy
 V důsledku těchto okolností, kromě hvězd hmotnosti Slunce a vyšších, vzniká i velké množství malých trpasličích hvězd o hmotnostech několika desetin M¤ a patrně i útvarů ještě menších, které již nejsou hvězdami v pravém slova smyslu - tzv. hnědých trpaslíků.
 Jako hnědý trpaslík se označuje útvar, který je na pomezí mezi malými hvězdami a velkými planetami. Jejich hmotnost se odhaduje na desítky hmotnosti Jupitera, tedy několik setin hmotnosti Slunce M¤. Tato hmotnost je příliš malá na to, aby v jejich nitru teplota dosáhla hodnoty nezbytné pro zapálení obvyklé jaderné fúze vodíkových jader. Gravitační kontrakcí se hnědý trpaslík zahřívá "do ruda" na povrchové teploty několika stovek, až tisíce stupňů a září částečně v tmavočervené barvě, většinou ale v infračerveném oboru spektra. V nitru větších hnědých trpaslíků, kde je vysoká teplota, však může docházet ke slučování jader deuteria. Nově vzniklý hnědý trpaslík tak může dočasně zářit jako slabá hvězda, avšak deuterium se brzy spotřebuje, hnědý trpaslík chladne a je pak spíš podobný velké planetě.
 Obří hvězdy
 V poměrně nižším počtu vznikají i "obří" hvězdy hmotností cca 20-60 M¤ (vzácně snad i vyšší), které mají mohutný a rychlý průběh termonukleárních reakcí. Proto mají vysokou svítivost (tisíckrát až milionkrát vyšší než Slunce) a velmi krátkou dobu života - pouhé miliony let. Po ukončení termonukleárních reakcí vybuchují jako supernovy (§4.2, část "Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary." ). Hvězdy vysoké hmotnosti jsou astronomicky poměrně vzácné - jednak proto, že vznikají méně často, jednak proto že žijí krátce.
 Do této skupiny patří tzv. Wolf-Rayetovy hvězdy (poprve je pozorovali Ch.Wolf a G.Rayet v r.1867 na Pařížské observatoři), které se vedle vysoké svítivosti a povrchové teploty cca 25-100 tisíc stupňů vyznačují přítomností širokých spektrálních čar atomů hélia, dusíku a uhlíku (dusík je produktem CNO cyklu fúze). U masívních hvězd v závěrečných fázích vývoje konvektivní zóna zasahuje až do blízkosti jádra hvězdy, čímž dochází k promíchávání hmoty v jádře a na povrchu. Uhlík (a další těžší prvky) je proto vynášen až do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru. U těchto hvězd je též pozorováno velmi intenzívní vyvrhování hmoty do okolního vesmíru - hvězdný vítr, čímž v jejich okolí vznikají malé emisní mlhoviny. Wolf-Rayetovy hvězdy jsou jedním ze závěrečných stupňů vývoje některých velmi hmotných hvězd. Po krátké době, cca stovky tisíc let, vybuchují jako supernovy.
 Hydrostatická rovnováha hvězdy
 Podle poznatků současné astrofyziky je tedy hvězda obrovským plynným termonukleárním reaktorem drženým pohromadě vlastní gravitací; gravitace rovněž udržuje rovnovážný chod reakce. V normálních (relativně stabilních) fázích života hvězdy je gravitační působení snažící se smršťovat hvězdu vyváženo tlakem způsobeným ohřevem a zářením při termonukleárních reakcích probíhajících v nitru hvězdy *). A naopak lze říci, že gravitace jakoby "držela pokličku" (z výše ležících vrstev chladnějšího plynu) na "vysokotlakém hrnci" jímž je středové jádro.
 *) Gravitační energie uvolňovaná při kontrakci je zdrojem energie hvězd jen během poměrně krátkých období, kterými jsou stádium protohvězdy a pak zase konečné fáze evoluce


text:
doprovázené gravitačním kolapsem.
 Po větší část svého života je hvězda tvořena plynnou koulí, která je v mechanické (hydrodynamické) a tepelné rovnováze. Hydrodynamická rovnováha značí vyrovnání gravitační síly a tlakové síly působící na každý element hmoty hvězdy. Předpokládáme-li kulový tvar hvězdy, pak v Newtonovské aproximaci rovnice rovnováhy zní
 dp / dr = - [G . m(r) / r2 ] . r , (4.1)
 tj. v každém místě síla tlaku působící na jednotku objemu musí být rovna síle, jakou je v něm obsažená hmota přitahována hmotností
 m(r) = 4p 0ň r r r2 dr , (4.2)
 obsaženou uvnitř myšlené sféry poloměru r.
 Při relativistickém rozboru kulové statické hvězdy je třeba aplikovat Einsteinovy rovnice pro sféricky symetrickou metriku s obecným tvarem (3.10)
 ds2 = - A(r).dt2 + B(r).dr2 + r2(dJ2 + sin2J dj2) .
 ägtt(r)ă ägrr(r)ă
 Za předpokladu, že hvězda je tvořena ideální kapalinou (nebo plynem), bude na pravé straně Einsteinových rovnic vystupovat tenzor energie-hybnosti tvaru (1.108)
 Tik = p . gik + ( p + r) ui uk ,
 kde p je tlak, r hustota vlastní celkové hmotnosti~energie a ui je čtyřvektor rychlosti. Předpoklad statičnosti (kapalina je v klidu) a sférické symetrie vede k tomu, že p i r jsou funkcemi pouze radiální souřadnice r a ur= uj= uq= 0, ut= -l/Ögtt = -ÖA(r) ; je splněn "Pascalův zákon" T11 = T22 = T33 = -p , T00 = rc2. Ze zákona zachování Tik;k = 0 plyne rovnice hydrostatické rovnováhy (dA/dr)/A = -[2/(p+r)].dp/dr. Einsteinovy rovnice pro složky tenzoru křivosti pak mají tvar
 Rtt = - 4pG (r + 3p) A , Rrr = - 4pG (r - p) B , Rqq = - 4pG (r - p) r2 .
 Při hraniční podmínce B(0)=1, m(0)=0 ve středu r=0 dostáváme řešení pro B(r) ş grr
 g rr = [ 1 - 2 G m(r) / r) ] -1 ,
 z něhož srovnáním se Schwarzschildovou metrikou (3.13) je vidět, že m(R) = m(r>R) = M (R je poloměr hvězdy) je skutečně celková hmotnost hvězdy měřená svými gravitačními účinky ve velkých vzdálenostech. Geometrie prostoročasu je zde vyjádřena tzv. vnitřním Schwarzschildovým řešením, v okolním prostoru vně hvězdy na něj plynule navazuje standardní Schwarzschildova geometrie (3.13) analyzovaná v §3.3. Pro vztah mezi hmotností a poloměrem (radiální souřadnicí r) platí
 dm / dr = 4p r2 r .
 Kombinací výše uvedených zjednodušených Einsteinových rovnic lze pro radiální gradient tlaku dp/dr získat důležitou rovnici
 (Oppenheimerova-Volkovova-Landauova rovnice) která určuje tlak p jako funkci poloměru r uvnitř statického sféricky symetrického tělesa tvořeného ideální kapalinou, pokud je známa stavová rovnice mezi r a p. Hmotnost m(r) obsažená uvnitř myšlené sféry poloměru r je přitom opět definována vztahem (4.2). Rovnice (4.3) je obecně relativistickým zobecněním Newtonovské rovnice hydrostatické rovnováhy (4.1); v Newtonovské limitě vztah (4.3) opravdu přejde v (4.1).
 Srovnáme-li relativistický a klasický model hvězdy, je vidět, že gradient tlaku je v relativistickém modelu větší než v Newtonovském. Směrem do hloubky tlak roste rychleji než by odpovídalo Newtonově teorii: čím vyšší je tlak, tím větší je relativistický příspěvek v čitateli rovnice (4.3). Obecná teorie


text:
relativity tak vede ke zjištění, že uvnitř hvězdy působí větší gravitační síly a vyšší tlaky než by odpovídalo Newtonově teorii. Ukazuje se, že dostatečně hmotné a husté hvězdy, pro něž Newtonovská teorie vždy předpovídá stabilní konfigurace v hydrostatické rovnováze, mohou ve skutečnosti podlehnout úplnému gravitačnímu kolapsu; již na první pohled je ze vztahu (4.3) vidět, že např. nemůže existovat hvězda v hydrostatické rovnováze, pro niž by bylo 2m(r)/r ł 1. Důsledky obecné teorie relativity pro pozdní stádia evoluce masívních hvězd budou rozebírány v následujícím §4.2 "Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps".
 Tolik tedy na obecné rovině. Je zcela mimo rámec této knihy zabývat se astrofyzikou hvězdných struktur; můžeme pouze odkázat na příslušnou přehledovou literaturu, např. [285],[56],[227], v češtině [261].
 Dvojhvězdy a vícenásobné systémy
 Při pohledu na noční oblohu, ať již pouhým okem nebo dalekohledem, kromě velkého množství jednotlivých "osamocených" hvězd, pozorujeme i řadu dvojic hvězd - hvězd ležících velmi blízko sebe, popř. skupinky několika blízkých hvězd. Příčina pozorovaného těsného sousedství hvězd může být dvojí:
 1. Zdánlivé (optické) dvojhvězdy
 Blízkost je zde jen zdánlivá, je pouhým optickým klamem (označují se někdy jako optické dvojhvězdy) - vznikají náhodným promítnutím hvězd, které jsou ve skutečnosti ve velmi rozdílných vzdálenostech v prostoru za sebou a nijak spolu nesouvisí, do skoro téže zorné přímky, resp. do malé úhlové vzdálenosti od sebe. Při pozorování z jiného místa ve vesmíru bychom je spatřili daleko od sebe.
 2. Skutečné (fyzické) dvojhvězdy,
 které jsou k sobě poutány gravitací a obíhají relativně blízko kolem sebe podle Keplerových zákonů. Jak bylo shora nastíněno, hvězdy vznikají zpravidla ve skupinách. Často se stává, že dvě hvězdy vzniklé blízko sebe zůstanou gravitačně vázané a vytvoří binární systém neboli dvojhvězdu rotující kolem společného těžiště. Popř. několik takových gravitačně vázaných hvězd vytvoří vícenásobný systém. Astronomická pozorování ukazují, že jen menšina hvězd je samostatných ("osamocených", izolovaných), většina tvoří binární či vícenásobné systémy.
 Pozorování velkého počtu hvězd samostatných a binárních ukázalo přibližně logaritmickou empirickou závislost mezi počtem N** binárních a počtem N* samostatných hvězd v závislosti na jejich hmotností M :
 N**/N*(M) » 1/2 + 1/4 . log(M/M¤). Tento vztah platí v rozmezí hmotností M hvězd 0,1 < M/M¤ < 100 v poměru k hmotnosti Slunce M¤.
 Takovéto skutečné, gravitačně vázané, hvězdné páry se z hlediska pozorování dělí na tři skupiny:
 obíhající ve větší vzájemné vzdálenosti a nacházející se dostatečně blízko nás, takže je lze v dalekohledu rozlišit jako dvě oddělené hvězdy.
 Spektroskopické dvojhvězdy,
 u nichž úhlová vzdálenost obou složek je pod mezí rozlišitelnosti stávajících optických přístrojů, avšak podvojnost se projevuje periodickou změnou posuvu spektrálních čar v důsledku Dopplerova jevu vyvolaného periodickou změnou radiální složky rychlosti při obíhání obou hvězd. Během jedné poloviny oběhu se spektrální čáry posunují k fialovému, během druhé půlperiody k červenému konci spektra.
 jsou takové dvojhvězdy, jejichž rovina oběžné dráhy je rovnoběžná (nebo téměř rovnoběžná) se zorným paprskem od nás, takže při oběhu dochází k vzájemnému zakrývání obou složek, což se projevuje periodickou změnou jasnosti. Kromě toho lze pozorovat periodický Dopplerovský posun spektrálních čar - zákrytové dvojhvězdy jsou zároveň dvojhvězdami spektroskopickými.
 Astronomický význam dvojhvězd


text:
spočívá v tom, že analýzou period a rychlostí oběhu lze zjistit parametry jejich oběhu kolem společného těžiště *) a odtud na základě Keplerových zákonů stanovit hmotnosti těchto hvězd.
 *) Nejspolehlivěji to lze u vizuálních dvojhvězd, kde ze znalosti doby oběhu a vzdálenosti složek od těžiště lze na základě zákonitostí odvozených v §1.2 určit hmotnosti. U spektroskopických dvojhvězd to naráží na problémy související s neznalostí sklonu dráhy a excentricity.
 Z astrofyzikálního hlediska je důležitá vzdálenost, ve které obě hvězdy obíhají kolem společného těžiště:
 Volné (vzdálené) dvojhvězdy
 obíhající kolem společného těžiště ve vzdálenostech mnohonásobně (řádově) větších než je jejich průměr. Nedochází zde tedy k žádnému významnějšímu vzájemnému ovlivňování jejich struktur a evoluce. Systém dvou vzdálenějších hvězd lze za dvojhvězdu považovat tehdy, když jsou gravitačně vázané a jejich vzájemná gravitační přitažlivost podstatně převyšuje gravitační vliv ostatních objektů či vliv sumárního galaktického gravitačního pole. Pokud tomu tak není, takový slabě gravitačně vázaný systém se vlivem vnějších gravitačních vlivů (od dalších těles) časem rozpadá. Astronomicky objevit velmi volné (vzdálené) dvojhvězdné systémy je značně obtížné, neboť oběžné periody jsou velmi dlouhé a rychlosti oběhu příliš malé na to, aby byly spektroskopicky odlišitelné. Zatím nejvolnější pozorovaná dvojhvězda je d2 Ursae Maioris s poloosou asi 500 astronomických jednotek a oběžnou dobou 10 850 let.
 Těsné dvojhvězdy
 obíhající kolem společného těžiště ve vzdálenosti srovnatelné s poloměrem hvězd (jejich hvězdných atmosfér). Dělí se na tři podskupiny:
 ̈ Oddělený systém, kde hvězdná atmosféra žádné ze složek nevyplňuje Rocheovu mez (viz §1.2, pasáž "Binární systém...") a nedochází k přetékání plynu mezi složkami. Dochází však k výraznému působení slapových sil v atmosférách hvězd.
 ̈ Polodotykový systém, kde jedna ze složek vyplňuje Rocheovu mez. Hmota této větší hvězdy pak může libračním bodem přetékat na hvězdu druhou.
 ̈ Dotykový systém, kde obě složky vyplňují Rocheovu mez a dochází k vzájemné výměně hmoty mezi oběma hvězdami.
 Vývoj hvězd v těsné dvojhvězdě
 Přetékání hmoty mezi složkami těsné dvojhvězdy může mít podstatný vliv na vývoj obou hvězd. Jeden z možných scénářů je ve stručnosti následující:
 l Výchozí situací je oddělený systém dvou blízkých hvězd rozdílné hmotnosti na hlavní posloupnosti (H.-R. diagramu), které (zatím) nevyplňují Rocheovu mez.
 l Hmotnější složka dříve vyčerpá vodík ve svém nitru, přechází do stádia rudého obra (viz níže pasáž "Pozdní stádia evoluce hvězd") a svým rostoucím poloměrem vyplní Rocheovu mez.
 l Dochází k přetékání plynů z hmotnější hvězdy na hvězdu méně hmotnou, v důsledku čehož se poměr hmotností může obrátit.
 l Nitro původně hmotnější hvězdy se může stát bílým trpaslíkem, přetékání plynu ustane.
 l Druhá hvězda též dospěje do stádia rudého obra, vyplní Rocheovu mez a začne z ní přetékat plyn opačným směrem zpět na bílého trpaslíka.
 l Nahromadění určitého kritického množství vodíku na povrchu bílého trpaslíka může vyvolat řetězovou termonukleární fúzi, což se projeví jako výbuch novy, který se může vícekrát opakovat. Proces může nakonec vyústit ve výbuch supernovy (viz §4.2, pasáž "Typy supernov ...", nebo níže pasáž "Pozdní stádia evoluce hvězd").
 Zánik dvojhvězdných a vícenásobných systémů
 Binární a vícenásobné*) hvězdné systémy z hlediska dlouhodobého časového vývoje nejsou stabilní, ale procházejí evolucí vedoucí


text:
nakonec nevyhnutelně k jejich zániku. Hlavním mechanismem, vedoucím k tomuto scénáři, je ztráta a odnášení hmotnosti (-energie) a hlavně odnášení orbitálního momentu hybnosti ven ze systému. To podle Keplerových zákonů vede ke zkracování oběžné periody a k vzájemnému přibližování obou obíhajících těles, vyúsťující nakonec k jejich splynutí - k zániku binárního systému, který je přemění na jednu rotující hvězdu. Splynutí obou hvězd může být doprovázeno explozívním efektem, připomínajícího výbuch novy. Další evoluce nově vytvořené hvězdy již bude probíhat podle její hmotnosti, většinou rychleji než u původních hvězd; při větších hmotnostech může vyústit i ve výbuch supernovy , či následný vznik černé díry.
 *) U vícenásobných systémů, kterými se v dalším nebudeme zabývat, je situace složitější. Některá z hvězd zde, v důsledku gravitační interakce s ostatními složkami, může získat dráhu, po které může uniknout ze systému...
 Ztráta a odnášení orbitálního momentu hybnosti ven z dvojhvězdného systému může probíhat v zásadě třemi mechanismy:
 <- Odvrhování oblaků plynů z periferních vrstev soustavy v důsledku rotační odstředivé síly.
 <- Disipativní tření v hustém v hustém plynovém oblaku, který může být obsažen v systému. Tímto třením se může brzdit oběžná rychlost obou složek.
 <- Termoemise částic - "hvězdný vítr" - z fotosféry obou hvězd.
 <- Vyzařování gravitačních vln, které se však může výrazněji uplatnit pouze tehdy, když binární složky jsou kompaktními útvary - neutronové hvězdy a černé díry, obíhající v relativně blízkých vzdálenostech. Splynutí obou kompaktních objektů je pak doprovázeno mohutnou emisí gravitačních vln. Tento mechanismus je podrobněji diskutován v §2.7, část "Zdroje gravitačních vln ve vesmíru".
 Dvojhvězdné systémy mají tedy konečnou dobu života (dobu do jejich zániku vzájemným splynutím), i když většinou velmi dlouhou. Volné binární systémy slunečních hmotností mohou mít dobu života vyšší než 1012 let - tedy delší než je doba aktivního života jednotlivých hvězd; v takovém případě vlastně nikdy nedojde ke sloučení obou původních hvězd, ale příp. až ke sloučení výsledných kompaktních objektů v důsledku gravitačního vyzařování. U těsných dvojhvězd (zvláště dotykových) však může být kratší než 109 let, takže k fyzickému splynutí obou hvězd může opravdu dojít (zatím nebylo pozorováno...). V binárních systémech masívních hvězd (> 10 M¤) dojde poměrně brzy ke gravitačnímu kolapsu každé z obou složek (jak je vyloženo v §4.2 "Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps"), takže příp. sloučení výsledných kompaktních objektů se může uskutečnit až vlivem gravitačního vyzařování podle vztahů 2.82b,c,d (v §2.7, část "Zdroje gravitačních vln ve vesmíru"). Vlastní sloučení-srážka-fúze obou složek může být doprovázena výrazným elektromagnetickým vyzařováním, podle charakteru objektů. Při splynutí neutronových hvězd se vyvržený materiál, bohatý na neutrony, přeměňuje na jádra těžkých prvků a intenzívně září, což se projevuje podobně jako výbuch novy - vzniká gama-záblesk, následovaný vizuálním, infračerveným a posléze radiovým zářením. Při fúzi černých děr ale nelze očekávat fotonové vyzařování (pokud systém neobsahuje plyn, "nemá co" zářit), pouze mohutnou emisi gravitačních vln.
 Konečným produktem fúze a zániku binárního systému může být neutronová hvězda nebo černá díra, v závislosti na výsledné hmotnosti po sloučení.
 Většina astronomicky pozorovaných hvězd má dlouhodobě prakticky stálou svítivost *), intenzita termonukleárních reakcí v jejich nitru je


text:
dokonale regulována gravitací (je podrobněji diskutováno níče v části "Evoluce hvězd"). Pozorují se však i hvězdy, které s časem mění svou jasnost, neboli hvězdy proměnné. Jelikož proměnné hvězdy jsou zdrojem důležitých informací o stavbě a především evoluci hvězd, učiníme zde o proměnných hvězdách aspoň stručnou zmínku.
 *) V tomto fyzikálně zaměřeném pojednání snad není nutno připomínat, že určité "chvění" či "třpyt" hvězd, pozorovaný zvláště za jasných letních nocí, nemá s proměnností jasu hvězd nic společného. Je to jen optický úkaz , způsobený ohybem paprsků z hvězd při průchodu různě hustými, turbulentně proudícími vrstvami v zemské atmosféře - lokální fluktuace indexu lomu vzduchu. Tento efekt způsobuje rozmazání obrazů hvězd na snímcích z pozemních dalekohledů (v poslední době se tento nežádoucí jev daří korigovat pomocí tzv. adaptivní optiky). Při pozorování a snímkování z vesmírného prostoru tento jev samozřejmě není.
 Charakter a příčiny proměnnosti jsou různé a podle toho se proměnné hvězdy klasifikují do různých skupin. Základní dělení je do dvou skupin :
 Jsou to binární či vícenásobné hvězdné soustavy zmíněné výše, u kterých pozorovaná proměnnost jasu vzniká periodickým zakrýváním jedné složky druhou při vzájemném oběhu. Zde tedy nejde o skutečné proměnné hvězdy, proměnnost je jen geometrickým efektem; při pozorování z jiného úhlu bychom viděli dvě hvězdy o konstantní svítivosti.
 Do této skupiny můžeme zařadit i rotující hvězdy s nesymetrickým zářením - buď rotující hvězdy se "skvrnami" odlišné svítivosti, nebo zdeformované (např. eliptické) hvězdy rotující tak, že se mění plocha geometrického průmětu jejich povrchu z místa pozorovatele.
 Vlastní proměnné hvězdy,
 které mění svůj jas v důsledku určitých dynamických procesů ve hvězdě samé - ať již se jedná o procesy v nitru hvězdy, v hvězdné atmosféře, či důsledky akrece hmoty přicházející z okolního prostoru (např. přetékání plynů z partnera v těsném dvojhvězdném systému).
 Zákrytové proměnné hvězdy jsou astronomicky důležité především proto, že fotometrická analýza jejich proměnnosti, spolu se spektrometrickou analýzou (především Dopplerovských posuvů spektrálních čar), umožňuje stanovit základní parametry hvězdy - především hmotnost a průměr hvězdy. Z astrofyzikálního hlediska jsou důležitější vlastní (skutečně) proměnné hvězdy, které můžeme rozdělit opět do dvou hlavních kategorií :
 Pulzující proměnné hvězdy,
 jejichž změny jasu jsou způsobené periodickými či nepravidelnými změnami poloměru - střídavým rozšiřováním a smršťováním horních vrstev, jakýmsi "pulzačním" pohybem.
 Hvězda může měnit poloměr či pulzovat tehdy, když je porušena hydrostatická rovnováha - gravitační síla působící na vnější vrstvy zde není přesně vyrovnána vnitřním tlakem. Pokud je tento tlak nižší, hvězda se smršťuje, dokud vnitřní tlak dostatečně nevzroste. Pak se situace může obrátit a hvězda expanduje, dokud se tlak nesníží a nepřevládne gravitační síla. Za normálních okolností by takové oscilace byly záhy utlumeny vnitřním viskózním třením. V počátečních a hlavně v závěrečných fázích vývoje hvězd však dochází ke změnám konvekce energie a opacity ve vnějších vrstvách hvězd, což vyvolává nestabilitu hvězdné atmosféry a za určitých okolností (zadržováním zářivé energie v dostatečně rozsáhlé vrstvě částečně ionizované látky) *) v ní může udržovat netlumené kmity.
 *) Dá se to zjednodušeně přirovnat k hrnci s pokličkou, v němž se vaří voda. Když stoupne tlak páry, poklička se nadzvedne, pára unikne


text:
a poklička vlivem gravitace klesne zpět. Pak se opět zvýší tlak a poklička tak periodicky poskakuje na hrnci. Ve vnější vrstvě ("pokličce") se při smrštění část tepla spotřebuje na ionizaci atomů vodíku a hélia. Při expanzi pak dochází k masívní rekombinaci, čímž se naopak uvolní vazbová energie elektronů. Vzniká tak jakýsi tepelný stroj - ionizačně rekombinační, který může udržovat pulzace.
 Významným typem pulzujících hvězd jsou tzv. cefeidy (název cepheida vznikl podle hvězdy d Ceph, jejíž proměnnost byla objevena již v r.1784), vyznačující se vysokou svítivostí a velmi pravidelným periodickým průběhem světelné křivky a stejných periodických změn spektra, způsobených periodickou změnou teploty hvězdné atmosféry. Perioda cefeid se pohybuje mezi 2 až 40 dny. Význačnou vlastností cefeid je zjištěná přesná závislost mezi periodou proměnnosti a absolutní svítivostí: čím je pulzování pomalejší, tím má hvězda vyšší svítivost. Závislost má logaritmický průběh, poprve ji stanovila H.Levitová v r.1912 pečlivým fotometrickým pozorováním několika stovek cefeid v Magellanově mračně, později byla upřesněna. Svítivější hvězdy jsou hmotnější a větší, takže šíření změn tlaku ze středu k povrchu trvá delší dobu a jejich kmity jsou proto pomalejší. Tato závislost má velký význam pro astronomická pozorování: ze změřené periody stanovíme absolutní svítivost, jejíž porovnání s pozorovanou magnitudou cefeidy umožňuje stanovit vzdálenost - cefeidy slouží jako jakési "majáky" či "stadandardní svíčky" pozorované ve vzdáleném vesmíru (hvězdokupách, galaxiích).
 Další skupinou pulzujících proměnných jsou hvězdy typu RR Lyrae s periodou kratší než 1den. Další početnou skupinou pulzujících hvězd jsou dlouhoperiodické proměnné, označované jako typ o Ceti či Mira-hvězdy (podle hvězdy omicron Ceti, zvané též Mira, tj. podivná, jejíž proměnnost byla objevena již v r.1596). Jejich perioda dosahuje mnoha desítek až stovek dní, při poměrně velké amplitudě.
 Vedle pravidelných pulzujících hvězd je pozorován i velký počet polopravidelných či nepravidelných proměnných hvězd, z nichž nejvýznamnější jsou hvězdy typu T Tauri (název pochází od astronomického označení první objevené hvězdy tohoto typu v souhvězdí Býka). Jsou to většinou mladé hvězdy, které ještě nedosáhly stability.
 Explozívní (eruptivní) proměnné hvězdy,
 které mění náhle jas ve velkém rozmezí magnitud, což je doprovázeno intenzívním výronem hmoty z hvězdy velkou rychlostí mnoha tisíc kilometrů za sekundu. Jedná se o novy (viz níže "Pozdní stádia evoluce hvězd", pasáž "Výbuch novy") a supernovy, o nichž bude pojednáno v příštím §4.2, část "Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary.", v souvislosti s dramatickými jevy v závěrečných fázích vývoje hvězd.
 Jsou známé i nepravidelně proměnné hvězdy, v jejichž atmosféře dochází občas ke kondenzaci prachových částic, které kolem hvězdy vytvoří neprůhledný oblak. Jeho vlivem na určitou dobu jasnost hvězdy poklesne. Oblak prachu se posléze tlakem záření rozplyne a hvězda se opět zjasní. K těmto změnám dochází náhodně a nepravidelně, zpravidla za několik let, pokles jasnosti trvá poměrně krátce (několik desítek dní). Jedná se o staré masivnější hvězdy (nejdéle známá je R Coronae Borealis).
 Obecně lze říci, že u "izolovaných" hvězd (které nejsou ve výraznější interakci s okolní látkou a hvězdami) je nestabilita, projevující se proměnností, charakteristickou vlastností počátečních stádií po vzniku hvězdy a pak zase závěrečných stádií evoluce hvězdy. Podrobněji to uvidíme níže ve druhé polovině tohoto §4.1


text:
a první polovině následujícího §4.2 "Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps".
 Skupiny hvězd - hvězdokupy, galaxie
 Hvězdy nejsou ve vesmíru rozděleny rovnoměrně. Především jsou součástí rozsáhlých systémů - galaxií. O formování galaxií na počátku éry látky v raném vesmíru, o jejich struktuře a evoluci je stručně pojednáno v §5.4, pasáž "Struktura a vývoj galaxií".
 V rámci galaxií jsou dále hvězdy soustředěny nejhustěji v centrální části, dále jsou rozloženy difuzně ve spirálních ramenech, disku galaxie, řidčeji i v galaktickém "halo". Často tvoří v menší či větší skupiny, zpravidla společného původu a stejného stáří. Shora zmíněné dvojhvězdy a vícenásobné gravitačně vázané systémy představují případ nejmenších skupin hvězd. Větší skupiny blízkých hvězd se nazývají hvězdokupy - jsou to soustavy většího počtu poměrně blízkých hvězd, vzniklých téměř současně při fragmentaci rozsáhlého plynového mračna na jednotlivé protohvězdy a posléze hvězdy. Pozorují se dva typy hvězdokup:
 tvořené soustavou několika stovek až tisíců poměrně mladých hvězd (stáří cca desítky až stovky miliónů let). Počet členů otevřené hvězdokupy není dostatečný na to, aby zajistil gravitační stabilitu, takže působením gravitačních sil ostatních hvězd a temné hmoty v galaxii se otevřené hvězdokupy postupně rozpínají a zvolna se rozpadají. V budoucnu se taková otevřená hvězdokupa pravděpodobně rozpadne a rozptýlí, její hvězdy se začlení mezi ostatní hvězdy ve spirálních ramenech galaxie.
 Ještě menší obdobou otevřených hvězdokup jsou tzv. hvězdné asociace - nepočetné skupiny desítek až stovek mladých hvězd (stáří jen několika miliónů let), které se rychle rozptylují mezi ostatními hvězdami galaxie. Vzhledem k tomuto rozptylu je možné je prokázat teprve srovnáním fotometrických a spektrálních charakteristik hvězd v určitém hvězdném poli.
 jsou větší a kompaktnější soustavy tvořené mnoha tisíci až miliony hvězd, které jsou značně staré (cca 10 miliard let). Vzhledem k nahuštění velkého počtu hvězd mají kulové hvězdokupy poměrně silnou gravitační vazbu a jsou velmi stabilní. Kulové hvězdokupy jsou rozmístěny nejen ve sploštělém disku galaxie, ale v celém kruhovém prostoru kolem. Kulové hvězdokupy vznikaly patrně již v době vzniku samotné galaxie, kdy protogalaxie ještě nebyly zformovány do nynější diskovité podoby. Kulové hvězdokupy, které jsou svědkem formování celé galaxie, obsahují patrně nejstarší hvězdy 1. či 2. generace. Pozorovatelné jsou hvězdy o hmotnosti stejné nebo menší než Slunce, neboť masívní hvězdy zde již dávno dospěly do konečného stádia evoluce a přeměnily se na kompaktní, téměř nezářící objekty.
 K detailnímu pochopení stavby a vývoje hvězd je nutno přizvat nejnovější poznatky z jaderné fyziky, termodynamiky, tvorby a přenosu energie zářením a konvekcí, fyziky plasmy atd. Co se však týče síly udržující celý tento složitý "reaktor" v rovnovážném chodu, tj. gravitace, zcela zde vystačíme se starou Newtonovou teorií gravitace. Relativistické vlivy se u běžných hvězd mohou začít znatelněji uplatňovat až v samotných závěrečných fázích jejich vývoje. A právě počínaje těmito finálními stádii pro nás evoluce hvězd bude nejzajímavější z hlediska relativistického pojetí gravitace!
 Obr.4.l. Časový průběh některých základních parametrů hvězdy - průměru, teploty a svítivosti - během její evoluce.
 Měřítko časové osy je silně nelineární, aby bylo možno zachytit jak velmi dlouhé rovnovážné období, tak kratší období protohvězdy i velmi krátké finální stádium evoluce (zobrazené v "časové


text:
lupě").
 Termonukleární reakce v nitru hvězd
 Některá typická stádia hvězdné evoluce jsou patrny z obr.4.1. Jak již bylo řečeno výše v části "Vznik hvězd", počáteční kolaps zárodečného oblaku, vystřídaný pomalejší kontrakcí, v důsledku adiabatického stlačování vede k růstu hustoty, tlaku a teploty. Při vysokých teplotách je látka ionozována a atomová jádra nabývají tak vysokou kinetickou energii, že při srážkách mohou překonat vzájemné odpudivé elektrické (Coulombické) síly a přiblížit se k sobě na vzdálenosti »10-13cm, kde začínají působit přitažlivé silné jaderné interakce. Jaderné síly je pak připoutají k sobě - jádra se vzájemně sloučí, dojde k jejich fúzi za vzniku nového těžšího jádra a uvolnění jaderné vazbové energie. Toto je mechanismus všech termonukleárních reakcí v nitru hvězd.
 Dynamika termonukleárních reakcí
 Aby došlo k jaderné reakci, musí se jádra k sobě přiblížit na vzdálenost rs»10-13cm, kde začínají působit přitažlivé silné jaderné interakce. K tomu je potřeba poměrně vysoké kinetické energie EC, která překoná elektrickou odpudivou bariéru (Coulombovský potenciálový "val") mezi dvěma atomovými jádry s náboji Z1.e a Z2.e: EC = Z1.Z2.e2/rs. Mezi dvěma jádry vodíku s protonovým číslem Z1=Z2=1 bude výška bariéry EC»1MeV. Pro termální dosažení takové hodnoty střední kinetické energie jader by bylo zapotřebí teploty vyšší než 1010 stupňů. Jsou zde však dvě příznivé okolnosti, které podstatně snižují minimální teplotu potřebnou pro efektivní vznik fúzních reakcí:
 1. Tunelový efekt, díky němuž vždy existuje jistá nenulová pravděpodobnost, že dojde k překonání Coulombovské bariéry i částicí, jejíž energie je nižší než EC (tato pravděpodobnost překonání pro částici s energií E je přibližně PE ~ exp[-Ö(EC/E)] ); viz např. §1.1, část "Kvantová povaha mikrosvěta", pasáž "Kvantový tunelový jev" v knize "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření").
 2. Maxwellovo statistické rozdělení *) rychlostí tepelného pohybu částic ukazuje, že vždy existuje určitý počet částic pohybujících se podstatně vyššími rychlostmi než odpovídá střední kinetické energii <ET> = 3/2.k.T .
 *) Maxwellovo-Boltzmannovo statistické rozdělení tepelného pohybu částic
 Částice idealizovaného "plynu", v našem případě iontů hvězdné látky o hmotnosti m, se neustále pohybují a sráží, přičemž každá z nich má jinou okamžitou rychlost v, směr pohybu a rozdílnou kinetickou energii E=m.v2/2, které se náhodně a chaoticky mění v důsledku vzájemných srážek. Distribuce rychlostí a energií náhodného pohybu částic ideálního plynu je popsáno tzv. Maxwell-Boltzmannovou rozdělovací funkcí P, určující pravděpodobnost počtu částic ve stavu s rychlostí v: P(v) = 4p.(m/2pkT)3/2.v2.exp(-mv2/2kT), nebo ekvivalentně s energií E: P(E) = 2p.(1/2pkT)3/2.v2.exp(-E/kT), kde T je termodynamická teplota a k je Boltzmannova konstanta (vyjadřující vztah mezi teplotou a energií částic plynu: je to množství kinetické energie jedné částice, které odpovídá změně teploty plynu o 1°K; má hodnotu k = 1,38.10-23 J.K-1). Graf této rozdělovací funkce je široká "zvonovitá" (avšak nesymetrická) křivka, jejíž tvar závisí na teplotě: čím vyšší je teplota, tím je širší tvar křivky a její maximum je posunuto směrem k vyšším energiím a rychlostem. Maximum křivky určuje nejpravděpodobnější rychlost vp = Ö(2kT/m), z fyzikálního hlediska je však důležitější střední kvadratická rychlost částic vk = Ö(3kT/m), které odpovídá střední kinetická energie částic při teplotě T: <ET> = 3/2.k.T. Po přepočtu na jaderné energetické jednotky


text:
[eV] střední energie částic 1eV odpovídá teplotě 11600°K, takže teplota 1keV představuje 11,6 miliónu stupňů. S teplotou T se zvyšuje nejen střední hodnota rychlosti či energie <ET>, ale zvyšuje se také relativní podíl částic s vysokou rychlostí a energií E >> <ET>.
 Díky těmto dvěma okolnostem (a vzhedem k velkým objemům a vysokým hustotám plynu-plasmy) mohou ve hvězdách termonukleární reakce mezi nejlehčími jádry dostatečně efektivně probíhat již od teplot »107 stupňů.
 Čím těžší jsou jádra (čím vyšší je jejich protonové číslo Z), tím vyšší je elektrická odpudivá bariéra a tím vyšší prahové teploty jsou nutné pro jejich termonukleární fúzi; s růstem teploty pak stoupá i intenzita reakcí. Účinnost fúze dále závisí na vnitřním mechanismu vlastní jaderné reakce, závislém na konfiguracích protonových a neutronových energetických hladin zůčastněných jader, v příp. koprodukci se slabou interakcí. Jaderná fyzika ji vyjadřuje tzv. účinným průřezem (viz §1.3 "Jaderné reakce a jaderná energie" v knize "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"), který se stanovuje při interakcích částic na urychlovačích. Studium těchto interakcí umožnilo jaderné astrofyzice porozumět druhu a průběhu jaderných interakcí v nitru hvězd.
 Pro každý druh termonukleární reakce je tedy potřeba určitá minimální prahová teplota, při níž reakce začíná. Při této (nebo o něco málo vyšší) teplotě probíhá reakce plynule a velmi pomalu, s nízkým energetickým výkonem. Jen malá část jader totiž má, vzhledem ke statistickému rozdělení rychlostí tepelného pohybu částic, kinetickou energii postačující na překonání Coulombické bariéry (ať již přímo, nebo tunelovým jevem).
 S růstem teploty T intenzita reakcí a energetický výkon prudce roste (minimálně jako T4). V rovnovážných fázích evoluce hvězdy je intenzita reakcí a energetický výkon regulován gravitací, teplota je udržována na hodnotě jen málo převyšující minimální prahovou hodnotu. V nestabilních fázích hvězdy se však může stát, že dojde k prudkému zahřátí hvězdného materiálu, při němž teplota náhle stoupne vysoko nad prahovou teplotu. Za této situace pak může dojít k explozívní termonukleární fúzi, při níž se v kratičké době téměř všechna jádra sloučí a uvolní se obrovské množství jaderné energie, což je doprovázeno mohutným výbuchem - viz níže "Pozdní stádia evoluce hvězd", pasáž "Výbuch novy" nebo "Termonukleární exploze hvězdy". Jiným mechanismem pak dochází k výbuchu supernovy typu I nebo II, jak bude vyloženo v následujícím §4.2, část "Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary". Zde se ale budeme nejprve zabývat pokojnou posloupností termonukleárních reakcí, nastávajících při postupném zvyšování teploty gravitační kontrakcí hvězd.
 První nukleární reakce na počátku vývoje hvězdy
 Po dosažení teploty nad 1 milion stupňů se ve středních oblastech protohvězdy zapalují první termonukleární reakce, při nichž se deuterium, litium, berylium a bór mění na hélium.
 Jsou to např. reakce: 2D1 + 1H1 ® 3He2 + g ; 2D1 + 2D1 ® 3He2 + n ; 6Li3 + 1H1 ® 3He2 + 4He2 ;
 6Li3 + 1H1 ® 7Be4 ,7Be4 + e- ® 7Li3 + n, 7Li3 + 1H1 ® 8Be4 ® 2 4He2; 11B5 + 1H1 ® 3 4He2; .....
 Reakce tohoto druhu, díky svému většímu účinnému průřezu, probíhají i za nižších teplot než fúze samotného vodíku.
 Uvolněná energie způsobí dočasné zastavení kontrakce


text:
protohvězdy. Obsah těchto prvků v mezihvězdném plynu (a tím i v jádře protohvězdy) je však malý, takže je uvolněno poměrně malé množství energie a toto stádium trvá jen velmi krátce *). "Vyhoření" značné části těchto prvků již v počátečním stádiu vývoje hvězd vysvětluje relativně malé zastoupení D, Li, Be a B ve vesmíru.
 *) Stádium deuteriové fúze je pro větší hvězdy jen jakousi dočasnou "zastávkou" na cestě od protohvězdy ke skutečné hvězdě (max. desítky miliónů let). Pro velmi malé hvězdy - hnědé trpaslíky - je však deuteriová fúze jediným zdrojem energie (spolu s gravitační kontrakcí); může pomalu tvat i miliardu let.
 Pokud má vznikající hvězda dostatečně vysokou hmotnost (alespoň desetiny M¤ a vyšší), při jejím postupném gravitačním smršťování a zahřívání bude probíhat posloupnost čím dál složitějších termonukleárních reakcí, při nichž se uvolňuje vazbová jaderná energie a z lehčích prvků vznikají prvky těžší :
 Když nitro hvězdy dosáhne teploty nad 10 miliónů °K, nastupuje nejdelší perioda aktivního života hvězdy - "spalování" (jaderná synthéza - fúze) vodíku na hélium v centrální části, přičemž je hvězda ve stavu hydrodynamické a tepelné rovnováhy *). Gravitační váha vnějších vrstev je vyrovnávána tlakem záření a tlakem tepelného pohybu elektronů a iontů rozžhaveného plynu v nitru hvězdy, zahřívaného uvolňovanou jadernou energií. Z pohledu jaderné fyziky je každá hvězda obrovský dokonale fungující kosmický termonukleární reaktor, perfektně regulovaný gravitací.
 *) Tato rovnováha však nenastává okamžitě po zapálení termonukleárních reakcí. Naopak, zrod hvězdy je doprovázen výraznými nestabilitami, mladé hvězdy bývají často proměnné. Po zapálení termonukleárních reakcí v centrální části se v důsledku zahřívání a tlaku záření okolní plyn prudce rozpíná. Část je "odfouknuta" ven z hvězdy, část po ochlazení dopadá zpět. Může dojít k opakovanému zahřátí, expanzi a opětovnému smrštění okolního plynu - velikost a teplota povrchu hvězdy se mění (částečně pravidelně i nepravidelně), což se jeví jako proměnná hvězda (typu T Tauri). Po větším či menším počtu takových cyklů je nakonec většina plynné obálky protohvězdy "odfouknuta" - hvězda "prokoukne" a nerušeně září do vesmíru. Z plynné obálky kolem hvězdy se mohou postupně formovat planety obíhající kolem hvězdy. U rychle rotujících protohvězd lze též pozorovat výtrysky plynu z "pólů" v úzkých kuželech podél rotační osy. Teprve po odeznění počátečních nestabilit se hvězda na dlouhou dobu "usazuje" mezi stabilními hvězdami hlavní posloupnosti na H-R diagramu.
 Termojaderná fúze je velmi citlivá na teplotu, zvýšení teploty ji zrychlí, snížení zpomalí. Pokud produkce tepla poklesne, ochlazené jádro hvězdy se gravitací smrští a tím zahřeje, což fúzi zrychlí. Tím stoupne produkce energie, jádro hvězdy vzniklým tlakem expanduje (proti gravitaci) a ochladí se, čímž se fúze utlumí. Tento mechanismus funguje jako jakýsi přírodní "termostat", který hvězdu neustále drží v rovnováze mezi smršťováním a expanzí, zahříváním a ochlazováním. K narušení této stabilní rovnováhy dochází až v závěrečných fázích života hvězd, po spotřebování termonukleárního "paliva" (viz níže "Pozdní stádia evoluce hvězd").
 Termonukleární fúze v nitru hvězd je velmi pomalá. U běžných hvězd hmotnosti Slunce je výkon ve středních částech (o průměru asi 350 000 km) cca 250W/m3, takže vodíkové "palivo" vydrží na cca 10 milard let. V nitru


text:
našeho Slunce se každou sekundu přemění cca 590 miliónů tun vodíku na 585 miliónů tun hélia; rozdíl hmotnosti 5 miliónů tun je přeměněn v energii, která je postupně vyzařována ven. Po dobu spalování vodíku, který je nejhojnějším prvkem ve vesmíru, zůstává hvězda na hlavní větvi HR diagramu.
 Základní termonukleární reakcí v nitru hvězd je přímá proton-protonová reakce p-p (pş1H), která probíhá ve třech etapách:
 1.dílčí reakce: 1H1 + 1H1 ® 2He2 + g ; 2He2 ® 2D1 + e+ + n (+ 1,44 MeV) ; e+ + e-® 2g (+ 1,02 MeV)
 2.dílčí reakce: 2D1 + 1H1 ® 3He2 + g (+ 5,49 MeV)
 3.dílčí reakce: 3He2 + 3He2 ® 4He2 + 2 1H1 (+ 12,85 MeV)
 Jako výsledek vzniká hélium. Celková energetická bilance: uvolnění 26,2 MeV = 4,2.10-12 J/(1 jádro He).
 U hmotných hvězd 2. a dalších generací (které již obsahují ve své výchozí stavební látce i těžší prvky jako je uhlík, kyslík a dusík) při teplotách nad 107°K přistupuje dále reakce zvaná CNO-cyklus, kde v řetězci reakcí za účasti uhlíku (jako katalyzátoru) se postupně přeměňují 4 protony pş1H na jádro hélia:
 1.dílčí reakce: 12C + 1H ® 13N + g (+ 1,95 MeV)
 2.dílčí reakce: 13N ® 13C + e+ + n (+ 2,22 MeV)
 3.dílčí reakce: 13C + 1H ® 14N + g (+ 7,54 MeV)
 4.dílčí reakce: 14N + 1H ® 15O + g (+ 7,35 MeV)
 5.dílčí reakce: 15O ® 15N + e+ + n (+ 2,71 MeV)
 6.dílčí reakce: 15N + 1H ® 12C + 4He (+ 4,96 MeV)
 Celková energetická bilance: uvolnění 25,0 MeV = 4,0.10-12 J/jádro He. CNO cyklus vyžaduje poněkud vyšší teplotu než p-p, neboť v reakcích se uplatňují jádra v vyšším protonovým číslem Z.
 Ve hvězdách 2. a dalších generací na hlavní posloupnosti, hmotnějších než cca 1,7 M¤, je CNO cyklus hlavním jaderným procesem, zatímco v lehčích hvězdách (a samozřejmě ve hvězdách 1.generace) probíhá pp-reakce.
 Během etapy spalování vodíku se v centrálních částech hvězdy asi 12% veškerého vodíku přemění na hélium. Hélium vyprodukované v jádře se zde hromadí, vodík se postupným rozřeďováním héliovým "popelem" pro fúzní reakce vyčerpá (přestává být pro fúze dostupný), reakce se zpomalí, gravitace získá převahu a začne jádro hvězdy stlačovat.
 Dlouhá cesta energie a záření z nitra k povrchu hvězdy
 Jaderná vazbová energie silných interakcí je v nitru hvězdy při fúzi jader uvolňována ve formě kinetické energie emitovaných částic a vysokoenergetických fotonů záření g (část je odnášena neutriny, které bez překážky vyletují z hvězdy). Vysokoenergetické fotony, pokud by se pohybovaly bez překážek (ve vakuu), by se mohly dostat k povrchu hvězdy za pouhých několik sekund. Ve skutečnosti se však tato energie uvolňovaná termonukleárními reakcemi z jádra hvězdy dostává k povrchovým vrstvám velmi pomalu kombinací mnohonásobných rozptylů, emisně-absorbčních mechanismů a nakonec konvekcemi.
 V nitru hvězdy je plně ionizovaná směs (plasma) především protonů, elektronů a jader hélia, teplota činí více než 10 milionů stupňů. Při termonukleárních reakcích (zmíněných výše) vznikají fotony vysokoenergetického záření g, při srážkách vysokoenergetických elektronů a protonů vzniká další tvrdé brzdné záření gama. Tyto fotony


text:
jsou dále Comptonovsky rozptylovány na elektronech, čímž se jejich energie snižuje a urychlené elektrony při srážkách vyzařují další fotony s nižšími energiemi. Z jednoho původního vysokoenergetického fotonu tak vznikají dva či více sekundárních fotonů o nižších energiích. Dalšími a dalšími interakcemi fotonů s elektrony tak postupně vzniká velké množství sekundárních fotonů o stále nižších a nižších energiích - postupně záření rentgenové, ultrafialové a nakonec i viditelné světlo a infračervené záření. Takovýmto dělením či "rozmělněním" z jednoho původního vysokoenergetického gama-fotonu nakonec vzniká až 100 000 fotonů o nižších energiích. Sekundární fotony se při interakcích vyzařují chaoticky v různých směrech, jednou směrem nahoru, jindy zase směrem do nitra hvězdy. Celková tendence je však pomalý přenos energie z nitra ven, ve směru teplotního gradientu materiálu hvězdy. Rychlost přenosu energie z nitra hvězdy se směrem od středu postupně zvyšuje, protože je zde menší tlak a hustota látky a větší střední volná dráha pohybu fotonů a elektronů.
 V horních vrstvách hvězdy již nedochází v takové míře ke srážkám a re-emisím sekundárních fotonů, tedy k dělení energie fotonů. Záření z hlubších vrstev je absorbováno elektrony a přeměňováno na kinetickou energii pohybu částic - na teplo ohřívající vnější části hvězdy. Blízko povrchu hvězdy se uplatňuje konvekční přenos energie - mohutné proudy žhavého plynu stoupají k povrchu, kde předávají teplo a ochlazené zase klesají hlouběji. Povrch hvězd má teplotu typicky několik tisíc stupňů a vyzařuje elektromagnetické záření se spojitým spektrem, čím vyšší je teplota, tím do kratších vlnových vlnových délek je posunuto maximum a střed energetického spektra (viz výše HR diagram). Žhavé hvězdy s teplotou povrchu cca 30 000°C vyzařují nejvíce v modré a UV části spektra, hvězdy podobné Slunci s povrchovou teplotou cca 5000°C ve žluté barvě viditelného světla, chladné hvězdy (červení trpaslíci, červení obři) s povrchovou teplotou kolem 3000°C září především v červeném světle a infračerveném záření. V přechodové oblasti mezi horními vrstvami hvězdy a hvězdnou atmosférou je kromě toho emitováno i záření s čárovým spektrem charakteristickým pro konkrétní atomy - světlé emisní čáry vznikající deexcitací elektronových hladin atomů, excitovaných zářením a vzájemnými tepelnými srážkami. V plynových obálkách kolem hvězd pak vznikají ve spektru i tmavé absorbční čáry, způsobené zvýšeným pohlcováním fotonů, jejichž energie odpovídá rozdílům energií mezi elektronovými slupkami atomů plynu v těchto plynových obálkách.
 Viditelné světlo z hvězd a dalších objektů ve vesmíru je tedy mnohokrát přeměněné záření pocházející původně z nukleárních a subnukleárních procesů o mnohem vyšších energiích, odpovídajících primárně záření g. Energie uvolněná v jádru hvězdy se takto "prodírá překážkovou dráhou" po dobu statisíce let na povrch, kde je z fotosféry nakonec vyzářena do okolního prostoru ve formě fotonů především viditelného a infračerveného světla; tyto vyzářené fotony jsou jakýmisi "pra-pra-...-pra-pra- vnuky" původních gama-fotonů z jádra hvězdy. Pouze neutrina téměř volně procházejí materiálem hvězdy a jsou prakticky okamžitě emitována do okolního vesmíru.
 Spalování hélia
 Po "vyhoření" vodíku v centrální části na nějakou dobu převáží gravitace, jádro hvězdy se smršťuje, zatímco vnější obálka expanduje následkem proudu energie z termonukleární reakce, která se přesunula do vodíkové slupky kolem jádra. Vnější poloměr hvězdy silně vzroste a


text:
teplota povrchových vrstev klesne - hvězda se stává červeným obrem. Pro dostatečně hmotné hvězdy (M >»0,1M¤) se teplota v jádře zvýší na hodnotu »108 °K a hustota na »108 kg/m3, kdy se jádra hélia začnou slučovat na uhlík reakcemi "3-alfa", při nichž jsou tři jádra hélia-4 (a-částice) přeměněny na jádro uhlíku:
 4He2 + 4He2 ® 8Be4 + g , 8Be4 + 4He2 ® 12C6 + g .
 Jelikož neexistuje stabilní jádro s nukleonovým číslem 5, nemohou těžší prvky termonukleárně vznikat prostým záchytem protonu v jádru hélia, nebo fúzí dvou jader hélia. Může nastat až syntéza tří jader hélia (3a) na stabilní jádro uhlíku. Přímá trojná syntéza 3a(=4He )® 12C + g má malou pravděpodobnost, reakce probíhá většinou postupně přes berylium 8Be. To je sice velmi nestabilní (s poločasem 6,7.10-17sekundy se rozpadá zpět na dvě částice alfa), ale jsou zde dvě šťastné okolnosti :
 1. Základní stav berylia-8 má energii téměř přesně rovnou energii dvou a-částic.
 2. 8Be+4He má téměř přesně stejnou energii jako excitovaný stav jádra 12C.
 Tato blízkost energií vede k rezonancím, které výrazně zvyšují pravděpodobnost (účinný průřez) příslušných reakcí *) v nitru hvězdy s vysokou koncentrací hélia. Fúzí hélia proto účinně vzniká velké množství berylia-8, které má vysoký účinný průřez pro záchyt částic a. Takže i když je 8Be velmi nestabilní, při vhodných podmínkách vysokých koncentrací hélia v nitru masívních hvězd se 8Be často nestačí rozpadnout před záchytem třetího jádra hélia, za vzniku stabilního uhlíku-12. To podstatně zvyšuje pravděpodobnost výsledného spojení tří jader hélia a vytvoření uhlíku.
 *) Pokud by byla energie excitovaného stavu uhlíku-12 jen o málo vyšší, byla by rychlost jeho tvorby mnohem nižší, takže téměř všechna jádra berylia-8 by se rozpadla zpět na jádra hélia dříve, než by se stačil vytvořit uhlík. Vedle původního vodíku a hélia by se pak vytvořilo jen velmi málo uhlíku a dalších těžších prvků, nutných pro život. Podobně, kdyby byl poločas rozpadu 8Be ještě kratší. Naopak, kdyby beryium-8 bylo stabilní nebo dlouhožijící, vznikalo by ve hvězdách velké množství uhlíku - vesmír by se snad mohl "hemžit" životem..?..
 Jak jemně musí být přírodní konstanty "vyladěny", aby byl možný vznik života, je obecně diskutováno v §5.7 "Antropický princip a existence více vesmírů" a v práci "Antropický princip aneb kosmický Bůh".
 Sloučením tří jader hélia na uhlík se uvolní energie »7,2 MeV. Kontrakce jádra hvězdy se zde opět zastaví a spalování hélia po určitý čas (podstatně kratší než tomu bylo u spalování vodíku, méně než 10% života hvězdy) udržuje zářivost a stabilitu hvězdy.
 U hvězd 1.generace se touto termonukleární fúzí hélia poprve objevil nový prvek - uhlík, který předtím ve vesmíru nebyl !
 Spalování uhlíku
 Po vyčerpání většiny hélia se jádro gravitací dále smršťuje, teplota se zvyšuje nad 5.108 °K a z "popela" předcházejících reakcí - hélia a uhlíku - se stává "palivo" pro následující reakce. "Hoření" uhlíku je důležitou etapou v termonukleárním vývoji středně těžkých a těžkých hvězd (M >»0,8M¤). Uhlík se slučuje s částicemi a (jádry hélia 4He) a s růstem teploty se zapalují postupně další reakce doprovázené spalováním uhlíku, při


text:
nichž vznikají další těžší prvky - kyslík, neón, sodík, hořčík:
 12C6 + 4He2 ® 16O8 + g , 16O8 + 4He2 ® 20Ne10 + g , 12C6 + 12C6 ® 20Ne10 + 4He2 ,
 12C6 + 12C6 ® 23Na11 + 1H1 , 12C6 + 12C6 ® 23Na12 + 1n0 , 12C6 + 12C6 ® 24Mg12 + g , ... etc. ...
 Konečným výsledkem spalování uhlíku je směs převážně kyslíku, neonu, sodíku, hořčíku. Při vzrůstu teploty nad 1,2.109 °K probíhá dále spalování neonu na hořčík, např. 20Ne10 + 4He2 ® 24Mg12 + g .
 Spalování kyslíku
 Po vyčerpání většiny uhlíku dochází k další gravitační kontrakci vnitřku hvězdy a při teplotách kolem 2.109 °K v nitru hmotné hvězdy (M >»8M¤) se jádra kyslíku mohou termonukleárně slučovat na křemík a okolní prvky:
 16O8 + 16O8 ® 28Si14 + 4He2 , resp. ® 31P15 + 1p1 , resp. ® 32S16 + g , ® 24Mg12 + 4He2 ,.... a pod. ...
 Spalování kyslíku výrazně obohatí vnitřní část hvězdy o křemík.
 Spalování křemíku
 Poslední a nejkratší etapou v posloupnosti termonukleárních reakcí v nitru velmi hmotných hvězd (M >»10M¤) je fúze jader křemíku. Nastává po vyhoření neonu a kyslíku, když gravitační kontrakce zvýší teplotu nitra hvězdy nad cca 3.109 stupňů. Při těchto teplotách dosahují protony a kvanta g tak vysokou energii, že rozbíjejí jádra těžších prvků (fotojaderné reakce), z nichž jsou vyráženy protony, neutrony, a-částice a další fragmenty jader. Jádra křemíku a ostatních prvků v této horké termonukleární plasmě zachycují neutrony, protony a a-částice, čímž vznikají další těžší prvky, např. posloupností a-procesů:
 28Si14 + 4He2 ® 32S16 , 32S16 + 4He2 ® 36Ar18 , 36Ar18 + 4He2 ® 40Ca20 , 40Ca20 + 4He2 ® 44Ti22 ,
 44Ti22 + 4He2 ® 48Cr24 , 48Cr24 + 4He2 ® 52Fe26 , 52Fe26 + 4He2 ® 56Ni28 .
 Hoření křemíku je zdrojem energie těžkých hvězd jen po velmi krátkou dobu (pouhých několik dní!) na samotném konci jejich termonukleárního vývoje.
 Obecně lze říci, že pozdní termonukleární reakce jsou čím dál žhavější a rychlejší. A čím dál méně účinné pro uvolňování jaderné energie. Aktivní život hvězdy zde velmi brzy končí..!..
 Stelární nukleosyntéza - stabilní i radioaktivní jádra
 Shora zmíněné posloupnosti a cykly termonukleárních reakcí jsou často "nedokončené", takže vedle "konečných" produktů průběžně vznikají i všechny meziprodukty. Mnohá jádra, syntetizovaná termonukleárními reakcemi ve hvězdách, jsou radioaktivní a jednou nebo několika přeměnami (většinou b) z nich vznikají stabilní isotopy jednotlivých prvků.
 Např. shora uvedený 56Ni28 se s poločasem 6 dnů radioaktivitou b+ (resp. elektronovým záchytem EC) přeměňuje na kobalt 56Co27 a ten se pak dále opět b+-radioaktitou s poločasem 77 dnů přeměňuje na stabilní železo 56Fe26.
 Pro další chemický vývoj vesmíru se ovšem kromě stabilních jader zachovají pouze ta radioaktivní jádra, jejichž poločas rozpadu je dostatečně dlouhý, větší než cca 108let - přírodní tzv. primární radionuklidy (§1.4 "Radionuklidy" v knize "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření").
 Množstvím zmíněných jaderných reakcí fúze a radioaktivních přeměn - hvězdnou nukleosyntézou - tedy v nitrech masívních hvězd vznikají z vodíku a hélia postupně další těžší prvky, což můžeme


text:
zjednodušeně shrnout takto :
 - Hélium 4He2 vzniká spalováním vodíku (v původním materiálu ho bylo asi 25% z primordiální kosmologické nukleosyntézy a je obohacováno ve fázi spalování vodíku); isotop 3He2 vzniká při nedokončené p-p reakci.
 - Uhlík 12C6 vzniká termonukleární fúzí třech jader hélia. Kyslík 16O8 a neon 20Ne10 vznikají při spalování uhlíku s héliem.
 - Isotopy dusíku 14N7, 15N7, uhlíku 13C6 a kyslíku 17O8 jsou produkty neukončeného CNO cyklu
 - Hořčík 24Mg12, hliník 27Al13, křemík 28Si14, fosfor 31P15, síra 32S16, ..., vznikají při spalování uhlíku a kyslíku.
 - Vápník 40Ca20, titan 44Ti22, chrom 48Cr24, ... , nakonec železo 56Fe26 a nikl vznikají na konci posloupnosti termonukleárních reakcí postupným spalováním křemíku a vznikajících těžších prvků s héliem (a-procesy).
 - Prvky těžší než železo a nikl nevznikaly termonukleární syntézou, ale opakovanou neutronovou fúzí s následnou b--přeměnou (jak bude rozebíráno níže - "Zachycování neutronů a vznik těžkých prvků").
 K tomu, aby hvězda mohla syntetizovat těžší prvky, musí mít dostatečnou hmotnost, aby gravitace vyvolala v jejím nitru potřebné vysoké tlaky a teploty. Malé hvězdy dokážou vytvořit z vodíku jen hélium, hmotnější hvězdy jako naše Slunce vytvoří jádra až po hořčík, u podstatně větších hvězd pak proběhne celá posloupnost termonukleárních reakcí. Důsledky hvězdné nukleosyntézy pro chemický vývoj vesmíru budou diskutovány níže v pasáži "Alchymistické kotle vesmíru".
 Hvězdy tedy procházejí postupnými stádii vývoje doprovázených různými termonukleárními reakcemi. Při přechodu mezi jednotlivými etapami se vnitřek hvězdy smršťuje a zahřívá, až začne syntetizovat těžší atomová jádra, jejichž fúze byla dříve nemožná (vzhledem k teplotě). Nově uvolňovaná energie opět dočasně nastolí rovnováhu mezi gravitací a tlakem plynu. Pozdnější a "vyšší" etapy jsou stále kratší.
 U každé hvězdy během jejího vývoje někde skončí posloupnost termonukleárních reakcí. Kdy a kde skončí, to závisí na její počáteční hmotnosti, která rozhoduje o vnitřní teplotě v nitru hvězdy a tím o druhu a rychlosti termonukleárních reakcí. Hvězda ukončí svůj termonukleární vývoj buď proto, že na pokračování posloupnosti "vyšších" reakcí jí nestačí teplota, nebo proto, že již vyčerpala všechnu svou dostupnou jadernou energii - její nitro je složené především ze železa a okolních prvků (nikl, kobalt, chróm), jejichž jádra jsou natolik silně vazaná, že jsou již jaderně "nehořlavá".
 Zachycování neutronů a vznik těžkých prvků
 Při vysokých teplotách v pozdních fázích evoluce hvězd se uvolňují (vyrážejí) z jader mimo jiné i neutrony, které (jelikož nemají elektrický náboj) snadno pronikají do jader těžších prvků, kde mohou být silnou interakcí zachyceny. Takovým záchytem neutronu vzniká jádro o jeden nukleon těžší. Nově vzniklé jádro se obvykle rozpadá (resp. přeměňuje) b--radioaktivitou, emituje elektron (a neutrino) a vznikne prvek s o jedničku vyšším protonovým číslem, posune se o 1 doprava v Mendělejevově periodické tabulce. Takto nově vzniklé jádro těžšího prvku může opět zachytit neutron a b--přeměnou vzniká ještě vyšší jádro. Takovými procesy opakované neutronové fúze s následnými b--rozpady jsou generovány stále těžší a těžší jádra až po olovo a vizmut.
 Při b--rozpadu se protonové číslo zvyšuje o 1. Při opakovaném pohlcení neutronu a následném b--rozpadu se takto vzniklá jádra neustále posunují k těžším a složitějším jádrům: NAZ+n® N+1AZ®(b-)® N+1BZ+1, N+1BZ+1+n®


text:
N+2BZ+1®(b-)® N+2CZ+2 , ..... atd..
 Podle poměru rychlosti záchytu neutronů a následného b--rozpadu se nukleosyntéza tohoto druhu rozděluje na dva typy procesů:
 ̈ Při pomalém s-procesu (slow)
 po prvním zachycení probíhá beta-přeměna a další neutron je zachycen jádrem až pro proběhnutí b--rozpadu. Tímto způsobem mohou vznikat středně těžká jádra až po N=209, avšak těžká jádra v oblasti uranu a transuranů nikoli, neboť po záchytu neutronu zde dochází k rychlému rozpadu a či rozštěpení takového jádra. Tato těžká jádra mohou vznikat v plasmě bohaté na neutrony při tzv.:
 ̈ r-procesu (rychlém - rapid),
 kdy se další neutron zachytí dříve, než dojde k b--rozpadu. Dochází k tomu v prostředí, ve kterém je hustota volných neutronů tak vysoká, že neutrony jsou zachycovány jádry mnohem rychleji než probíhají beta-přeměny. Termonukleární plasma bohatá na neutrony se vyskytuje při výbuchu supernovy, který bude podrobněji rozebírán v příštím §4.2, pasáž "Astrofyzikální význam supernov". Rychlým zachycováním neutronů vznikají nestabilní jádra s nadbytkem neutronů, jejichž následným opakovaným b--rozpadem vznikají v expandujícím obalu supernovy těžká jádra až po urany a transurany. Řada z nich je radioaktivní. Pro další vývoj se ovšem kromě stabilních jader zachovají pouze jádra, jejichž poločas radioaktivního rozpadu je dostatečně dlouhý, větší než cca 108let.
 Během "pokojných" termonukleárních reakcí v pozdních stádiích masivních hvězd je uvolňováno poměrně málo neutronů, takže jádro po záchytu neutronu má dost času, aby se přeměnilo beta- rozpadem. Teprve potom zachytí další neutron - jedná se o s-proces, kterým těžké hvězdy ke konci svého vývoje syntetizují jádra s počtem nukleonů 60 až 209. Takto vznikla ve vesmíru asi polovina jader těžších než železo, druhá polovina (včetně nejtěžších prvků) vznikla r-procesem při výbuchu supernov (je diskutováno v §4.2, pasáž "Astrofyzikální význam supernov").
 Pozdní stádia evoluce hvězd
 Za pozdní stádia se u evoluce hvězd obvykle považují období, kdy v jádře hvězdy již ustávají poslední termonukleární fúze - ať již proto, že na pokračování složitejších fúzi nestačí lehčí hvězdě teplota, nebo že těžší hvězda již vyčerpala všechnu svou jadernou energii. Jaké je to období, závisí na hmotnosti hvězdy (jak bylo výše rozebíráno). Každopádně i v případě těžkých hvězd u jader železa posloupnost termonukleárních reakcí, jež je doprovázena smršťováním jádra a rozpínáním povrchu hvězdy, končí, protože prvky kolem železa mají nejvyšší vazbovou energii na nukleon, takže synthéza těžších prvků již není exotermickou reakcí (energie se musí naopak dodat). Tyto těžší prvky jsou však v menším množství syntetizovány záchytem neutronů - jednak pomalým procesem při termonukleárních reakcích (jak bylo výše uvedeno), jednak rychlým procesem při výbuchu supernovy (viz následující §4.2).
 Za teplot vyšších než »3.109 °K probíhá řada různých reakcí - jak reakce při nichž se těžší prvky tvoří, tak reakce při kterých se jádra štěpí. Nastává zde určitá dynamická rovnováha, při níž se vytvářejí především nejstabilnější jádra, což je skupina prvků kolem železa (chrom, mangan, železo, kobalt, nikl).
 Vnitřní struktura masívní hvězdy v těchto pozdních stádiích evoluce se stává již značně složitou - připomíná poněkud slupkovou stavbu cibule *). Kolem železného jádra je vrstva, kde procesy a dochází při teplotách 1-3.109 °K ke spalování uhlíku, kyslíku a


text:
dalších prvků. Nad ní směrem k periferii je vrstva teploty 108-109 °K, v níž se spaluje hélium na uhlík a naposled je vrstva v níž se při teplotě »7.106 °K stále ještě spaluje vodík na hélium. Celá tato "žhavá výheň", v níž se "vaří" chemické prvky, je obklopena tlustou vrstvou plasmy z vodíku a hélia, přes kterou konvekcí postupně proniká uvolňovaná energie, až je nakonec povrchovými vrstvami teploty »104 °K vyzařována ve formě elektromagnetického záření - v oblasti infračerveného, viditelného a UV oboru spektra.
 *) Uvedené hloubkové rozložení prvků slupkového ("cibulového") charakteru se dá očekávat jen u nerotujících nebo pomalu rotujících hvězd. Pokud hvězda rychle rotuje, odstředivé síly, magnetické a indukované elektrické síly způsobují konvektivní proudy látky z nitra k povrchu, které mohou "promíchat" chemické složení. Těžší prvky jako je dusík či uhlík se tak mohou dostat na povrch hvězdy.
 V pozdních fázích evoluce hvězdy se objevují zdroje energie ve sférických slojích, kde se zapalují různé jaderné reakce, vzniká řada zón zářivého a konvektivního přenosu energie. Zároveň se výrazně začnou projevovat nestability: hvězda pulzuje (mění svoji velikost, jas a teplotu), odvrhuje vnější vrstvy látky nebo dokonce vybuchuje jako nova, při vyšších hmotnostech i jako supernova - viz následující §4.2.
 Výbuch novy
 Nyní víme, že nejde o "novou hvězdu" (srov. následující §4.2, část "Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary.", pasáž "Typy supernov a jejich astronomická klasifikace"), ale vzdálená slabá hvězda - bílý trpaslík, ztěží viditelná i velkým dalekohledem, náhle zvýší svou jasnost asi 100 000-krát. Mechanismus výbuchů novy se nyní vysvětluje termonukleární explozí vodíku a hélia, který se nashromáždil na povrchu bílého trpaslíka při akreci plynů z červeného obra, tvořícího s bílým trpaslíkem těsný dvojhvězdný systém (§4.2). Přetékající vodík a hélium, vytvářející při povrchu bílého trpaslíka tenkou vstvu, je silnou gravitací stlačován a zahřívá se na vysokou teplotu. Při dosažení určitého kritického množství dojde k zapálení překotné řetězové fúzní (termonukleární) reakce explozívního charakteru, při níž se náhle uvolní velké množství energie. Nárust jasu novy je v důsledku termonukleární exploze prudký (několik dní do dosažení maxima), pokles je podstatně pomalejší, měsíce i roky - přispívá k tomu i postupný radioaktivní rozpad radioisotopů **), vzniklých při termonukleární explozi.
 **) Při masívní termonukleární fúzi jader vodíku se uvolňuje velké množství neutronů, které mohou být pohlcovány jádry lehkých a středně těžkých prvků. Těmito jadernými reakcemi vzniká velké množství radioaktivních isotopů (např. Be-7, Na-22, ...) - viz §1.3 "Jaderné reakce", pasáž "Reakce vyvolané neutrony" monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího zážení".
 Nahromaděný vodík se termonukleární fúzí sloučí na hélium, vyzáří se energie, reakce ustane a bílý trpaslík hromadí nový materiál - k případné další explozi. Při výbuchu novy jsou odvrženy jen povrchové vrstvy (cca 10-5 % hmotnosti hvězdy) a po výbuchu se jasnost hvězdy za několik měsíců či let vrátí na prakticky stejnou hodnotu jako před výbuchem. Znovu může přetékat plyn z druhého dvojhvězdného partnera a proces výbuchu novy se může vícekrát opakovat - tzv. rekurentní nova. Ukazuje se, že čím je výbuch novy silnější, tím déle k němu hvězda "nabírá nové síly" - hromadění dostatečného množství