Trojici vědců z univerzity v nizozemském Leidenu zaujala spektra světla červených trpaslíků nacházejících se v naší galaxii. K jejich výzkumu použili data nasbíraná kanadsko-francouzským teleskopem CFHT a zaměřili se hlavně na hledání vzácných izotopů uhlíku a kyslíku. Díky tomu našli nástroj pro lepší porozumění procesu tvorby chemických prvků uvnitř hvězd.
Již na samém počátku vesmíru, když se po Velkém třesku dostatečně rozepjal a ochladil, se začaly subatomární částice spojovat a vytvářet první atomy. Jednalo se v naprosté většině o vodík, nejlehčí a nejhojněji zastoupenou látku v celém kosmu.
Naštěstí pro nás ale částice vodíku nebyly ve vesmíru rozprostřeny dokonale rovnoměrně. Mohly se proto v některých oblastech začít shlukovat a vytvářet stále hustší a stále více se zahřívající mračna, ve kterých nakonec teplota stoupla nad kritickou hodnotu. Ve středu těchto vodíkových mas se tak rozběhla termojaderná reakce a zrodily se první hvězdy.
Termínem termojaderná reakce rozumíme proces, při kterém se uvnitř jádra hvězdy sloučí dvě atomová jádra vodíku. Společně pak vytvoří nové atomové jádro s odlišným počtem protonů, konkrétně jádro helia. Nutno dodat, že k uskutečnění takové přeměny jsou zapotřebí skutečně extrémní podmínky – v případě našeho Slunce je teplota jeho jádra 15 milionů stupňů Celsia a tlak je zde řádově stomilionkrát vyšší než na dně Mariánského příkopu. Pouze v takovém prostředí ale může dojít k tomu, že při přiblížení dvou vodíkových jader jsou překonány elektrostatické síly odpuzující od sebe shodně nabité protony, takže se atomová jádra mohou spojit.
Při tomto procesu zároveň vzniká světlo a teplo, které hvězda vydává. Proto si vlastně můžeme hvězdu představit jako obrovský jaderný reaktor spalující vodíkové palivo, kterého logicky má pouze konečné zásoby. Jakmile palivo dojde, termojaderná reakce začne vyhasínat a gravitace začne hvězdu smršťovat. Tato síla je totiž ve vesmíru všudypřítomná a působí neustále, samozřejmě i poté, co hvězda začne zářit – právě proces přeměny vodíku na helium pouze vytváří protitlak směřující zevnitř ven a hvězda si díky rovnováze těchto dvou sil drží konstantní velikost.
Poté, co ale vyčerpá zásoby vodíkového paliva, protitlak zeslábne a gravitace získá převahu. Hvězda se smršťuje a teplota a tlak v jejím jádře dále rostou. Když teplota vzroste zhruba desetinásobně, rozběhne se termojaderná reakce nanovo – tentokrát se palivem stane helium a produktem je uhlík. Tímto procesem vznikly ve vesmíru i všechny další prvky.
Víme to především zásluhou práce britského astronoma a autora sci-fi Freda Hoylea (1915-2001). Tento muž byl skutečně zajímavou postavou – do historie se zapsal téměř rovným dílem jako geniální vědec i jako pomýlený blouznivec, který tvrdošíjně obhajoval nesprávné myšlenky. Na jedné straně je autorem tzv. teorie nukleosyntézy, která vysvětlovala ve své době průkopnickou myšlenku vzniku látek v jádrech hvězd díky termojaderné reakci. Na straně druhé byl až do smrti skálopevně přesvědčen, že vesmír se nerozpíná a nezačal žádným Velkým třeskem – toto pojmenování ostatně vymyslel právě on jako výsměšný termín, který se navzdory jeho úmyslu dobře ujal. Možnost rozpínání vesmíru byla přitom již v roce 1912 přednesena pozorováními Američana Vesta Sliphera a poté bylo v roce 1929 znovu potvrzeno díky slavnému Edwinu Hubbleovi.
Červení trpaslíci se představují
Astronomové se odedávna snažili hvězdy třídit a porovnávat jejich vlastnosti. Již starořecký učenec Hipparchos z Nikaie (asi 190-120 př.n.l.) roztřídil hvězdy na obloze podle toho, jak jasné se jevily jeho očím. Stanovil šest kategorií, od těch nejjasnějších hvězd až po ty sotva viditelné, což by i dnes byl úctyhodný výkon vyžadující výborný zrak. Navíc připomeňme, že Hipparchova klasifikace se v upravené podobě používá dodnes – astronomové stanovili logaritmickou jednotku zvanou hvězdná velikost nebo též magnituda, kterou jas hvězd poměřují.
Další způsoby třídění hvězd se dnes opírají například o rozdíly ve spektrech jejich světla. Takzvaná harvardská klasifikace rozeznává sedm tříd hvězd podle jejich barvy a teploty povrchu. Například naše Slunce patří podle tohoto řazení do třídy G, tedy mezi hvězdy zářící žlutobílým světlem a s povrchovou teplotou mezi 5 a 6 tisíci stupňů Celsia, v jejichž spektru dominují čáry ionizovaného vápníku.
Dnešní článek však bude věnován hlavně harvardské třídě M. Tento typ hvězd je znám pod označením „červení trpaslíci“ a zajímavostí je, že se jedná sice o nejběžnější, ale vlastně také nejméně prozkoumaný typ hvězd ve vesmíru. Jejich světlo se jeví jako červené a povrchová teplota činí zhruba 3 500 °C.
Právě kvůli své relativně nízké teplotě (a ovšem také menší velikosti) červení trpaslíci září méně jasným světlem a pro nás je mnohem složitější je zpozorovat. Zároveň v jejich nitru probíhá termojaderná fúze mnohem pomaleji, takže oproti jiným hvězdám vydrží zářit mnohem déle. Zatímco Slunce bude podle mínění astronomů existovat asi deset miliard let a prozatím má „odžitou“ zhruba polovinu této doby, červení trpaslíci vydrží své palivo přeměňovat celé stovky miliard let. To je také důvodem, proč prozatím neznáme celý průběh jejich životního cyklu – takto starý totiž ještě není ani samotný vesmír, takže jsme prozatím nikde nemohli pozorovat zanikajícího červeného trpaslíka a studovat jej. (Oproti tomu vybuchující supernovy nebo planetární mlhoviny již člověk pozoroval opakovaně – středověcí čínští astronomové například v roce 1054 pozorovali hvězdu, která natolik zjasněla, že byla po několik týdnů viditelná dokonce i ve dne. Dnes víme, že šlo o supernovu, která svým výbuchem dala vzniknout Krabí mlhovině.)
Zkoumání spektra červených trpaslíků
Darío González Picos (*1995) je mladý doktorand působící v Leidenu na nejstarší nizozemské univerzitě. Spolu se dvěma kolegy nedávno studoval spektra 32 červených trpaslíků v blízkosti našeho Slunce, ve kterých trojice odhalila vzácné izotopy uhlíku a kyslíku. Netřeba zdůrazňovat, že tento výzkum jim umožnilo využití nejvyspělejší techniky – konkrétně směli využít data nashromážděná teleskopem Canada France Hawaii Telescope nacházejícím se na vrcholku vyhaslé sopky Mauna Kea na Havaji. Údaje z této observatoře pak týmu daly možnost stanovit s dosud nebývalou přesností poměry izotopů prvků, jejichž přítomnost nám spektra drobných hvězd odhalují.
Uhlík ani kyslík by červení trpaslíci nedokázali vytvořit ve svých jádrech. Připomeňme, že pro fúzi uhlíku by byla potřebná desetkrát vyšší teplota než v jádru Slunce, tím méně by tedy takové přeměny byly schopny hvězdy ještě menší a chladnější. Oba prvky se staly součástí těchto hvězd již v době jejich vzniku, poté, co byly vytvořeny uvnitř hvězd velmi hmotných. Do vesmíru je tito obři uvolnili při svých explozích a látky se ocitly v prostředí, kde teprve později vznikla další hvězdná generace. Již dřívější modely předpovídaly, že menší a chladnější hvězdy než naše Slunce by měly obsahovat méně vzácných izotopů kyslíku nebo uhlíku, ale chyběly konkrétní důkazy. Tím, že trojice vědců z Leidenské univerzity využila data pořízená původně pro zcela jiný výzkum, povedlo se nyní tuto domněnku potvrdit.
Příslib do budoucna
Přínos vědecké práce, kterou publikoval tříčlenný leidenský tým, spočívá hlavně v nové a perspektivní metodě použitelné pro další výzkumy. I díky ní pak vědci budou moci shromažďovat přesnější poznatky o chemické struktuře vesmíru a o tom, jak se v čase proměňovala.
Zdroje: