Původ chemických prvků ve vesmíru

/ 10.11.2024 /

Odhalení vzniku a šíření chemických prvků ve vesmíru je jedním ze základních úkolů astronomie. Svou přednášku začal doc. Ondřej Pejcha představením periodické tabulky prvků, která byla ovšem zvláštní tím, že v ní bylo vyznačeno šest různých způsobů vzniku chemických prvků. Prvním způsobem je vznik prvků při samotném vzniku vesmíru. Po velkém třesku byl v určitou chvíli vesmír dostatečně řídký na to, že dokázal vytvořit pouze vodík a helium a současně stopové množství lithia. Všechny ostatní prvky vznikly ve vesmíru později. Růžovou barvou jsou vyznačeny prvky, které vznikly štěpením těžších prvků, například uhlíku, kosmickým zářením. Jsou to trocha lithia, beryllium a bor. Všechny zbývající čtyři způsoby vzniku chemických prvků souvisí nějakým způsobem s hvězdami. Žlutá barva vyznačuje prvky vznikající při smrti málo hmotných hvězd podobných našemu Slunci. Tak vzniká většina uhlíku a dusíku, ale také překvapivě hodně dalších těžších prvků. A zbývající tři způsoby pak už souvisí jen s výbuchy hvězd. Výbuchy bílých trpaslíků jsou zodpovědné zejména za prvky skupiny železa, jako kobalt, nikl, mangan… Dále jsou výbuchy hmotných hvězd, které jsou alespoň osminásobně těžší než naše Slunce, díky kterým vzniká kromě prvků skupiny železa ještě spousta dalších chemických prvků. Poslední kategorií je potom splynutí neutronových hvězd, čímž vznikají úplně ty nejtěžší prvky, které ve vesmíru máme (označené oranžově). Sem patří například prvky jako uran, nebo zlato. Kdyby například vaše šperky mohly vyprávět, začaly by svůj příběh kataklyzmatickým splynutím dvou neutronových hvězd! Naše poznání není zdaleka kompletní a lze to dobře demonstrovat právě na této tabulce, protože před rokem 2010 by v ní například vůbec nefigurovala oranžová barva… Zejména v posledních zhruba sedmi letech došlo k několika průlomům v této oblasti, které souvisí s detekcí gravitačních vln.

Mnoho chemických prvků vzniklo při tzv. „astronomických tranzientech“ hvězdných zjasněních daných výbuchem různých kategorií, v případě hvězdy v podstatě neopakovatelnými jevy. Jedním z nich je např. výbuch supernovy. Zajímavé je, že časové škály s tím související jsou velice různorodé, od desítek let až po milisekundy. Pokrok v této oblasti je daný především naším technologickým pokrokem, zejména uplatnění CCD technologie. Otázka proč hvězdy vybuchují souvisí s otázkou proč hvězdy svítí? Jejich povrch je horký a jsou v hydrostatické rovnováze. Ovšem to znamená, že uprostřed hvězdy je vysoký tlak a s tím spojená velmi vysoká teplota, která se snaží z hvězdy uniknout. Hvězdy ztrácí energii, protože nedokáží dobře odizolovat svá horká jádra od chladného vesmíru a tak musí kompenzovat tepelné ztráty tvorbou další energie pomocí termonukleárních reakcí. Při tom se slučují lehčí prvky na těžší, ovšem tento proces nelze provádět do nekonečna. Na vrcholu tzv. energetické pyramidy je železo s největší vazebnou energií v atomovém jádře. To znamená, že energii lze získat buď slučováním lehkých prvků, nebo štěpením těžkých prvků.

Osud hvězd závisí na jejich hmotnosti. Hvězdy typu Slunce vytvoří v závěrečném stadiu bílého trpaslíka, který vzdoruje gravitaci pomocí tlaku elektronově degenerovaného plynu, který využívá kvantového jevu, kdy elektrony vzdorují tomu, abychom je natlačili blízko k sobě. Bílí trpaslíci jsou složeni typicky z uhlíku a kyslíku, nebo z kyslíku, neonu a hořčíku s malou příměsí vodíku a helia na povrchu. Asi před pěti lety se ukázalo, že ve svém nitru bílí trpaslíci krystalizují a protože se jedná často o tělesa složená z uhlíku, vytváří v podstatě obrovské diamanty ve vesmíru, takže se nejspíš dokonce i lesknou! Většina hvězd jsou dvojhvězdy, takže když jej dáme do dvojhvězdy, může za určitých okolností vytahovat hmotu ze svého hvězdného souseda, přičemž nakonec může bílý trpaslík vybuchnout jako supernova typu Ia. Podle jednoho z modelů postupuje ze středu bílého trpaslíka exploze v relativně úzkém kuželu ven a když dosáhne jeho povrchu šíří se po něm do protilehlého bodu, kde se exploze opět spojí a nakonec rozmetá celého bílého trpaslíka. Přitom se vytvoří asi půl hmotnosti Slunce prvků skupiny železa a uvolní se energie asi 10⁴⁴ J. Tento výbuch lze pak pozorovat na kosmologické vzdálenosti jako tzv. kalibrační svíčku a lze pomocí nich proměřovat vzdálenosti ve vesmíru.

Pokud má hvězda více než osminásobnou hmotnost našeho Slunce, z počátku vypadá její vývoj podobně jako u našeho Slunce. Nicméně hvězda se vyvíjí podstatně rychleji a její vývoj se nezastaví u uhlíku, nebo kyslíku, ale pokračuje až po železo. Poté tyto hvězdy buď vybuchnou jako supernova a vytvoří neutronovou hvězdu, nebo relativně „potichu“ zkolabují přímo do černé díry. Ukazuje se, že neplatí dřívější představa, že hmotné hvězdy vytvoří neutronovou hvězdu a ty superhmotné černou díru. Doc. Pejcha ve své doktorské práci ukázal, že proces kolapsu jádra je mnohem složitější proces, než jsme si dříve mysleli. V okamžiku, když hmotnost železného jádra dosáhne Chandrasekharova limitu, zkolabuje toto jádro řádově z velikosti několika tisíc kilometrů do koule o průměru jen několika desítek kilometrů za asi 0,3 sekundy, přičemž rychlost kolapsu dosáhne asi 20% rychlosti světla! Hustota centrálního objektu vzroste na ohromné hodnoty, jeden centimetr krychlový váží asi 100 milionů tun. Dalšímu kolapsu pak zabrání silná jaderná interakce mezi protony a neutrony, vzniká proton-neutronová hvězda. Okolní materiál však stále padá směrem do středu na tuto stabilní superhustou kouli. Při nárazu pak vznikne zvuková vlna, která se šíří ven. Během několika milisekund se tato zvuková vlna změní na vlnu rázovou, která se šíří asi 100 až 200 kilometrů od jádra, kde se zastaví z důvodu ztráty energie. Po několika stovkách milisekund až sekund tato rázová vlna opět získá energii a začne znovu postupovat celou hvězdou ven až nakonec způsobí výbuch hvězdy za vzniku těžších prvků o přibližně tisíciny až desetiny hmotnosti našeho Slunce. Supernova je velice složitý objekt, kde dochází ke spoustě nestabilit. Vypadá to doslova jako bublání a přelévání materiálu z jedné strany na druhou, takže výsledkem je, že supernova může, nebo nemusí vybuchnout a výsledkem může, ale nemusí být neutronová hvězda s poloměrem asi 10 kilometrů a hmotností asi 1,5 hmotnosti našeho Slunce. Klasická představa nám říkala, že z hvězd s počáteční hmotností vyšší než 25 Sluncí vzniká černá díra a s hmotností nižší neutronová hvězda. Tato hranice však zřejmě není jedna, ale v posledních asi deseti letech se ukázalo, že situace je mnohem složitější a černé díry, nebo neutronové hvězdy vznikají v závislosti na mnoha různých okolnostech. Například, černá díra může vzniknout už z hvězdy s hmotností kolem 15 hmotností Slunce, naproti tomu neutronové hvězdy vznikají i z hvězd 40 krát hmotnějších než Slunce!

Další děje, které s kolapsem hvězdy souvisí se nazývají „záblesky gamma“. Pokud se vytvoří uvnitř hvězdy rychle se otáčející neutronová hvězda, nebo černá díra, výsledkem mohou být také dva výtrysky pohybující se relativistickými rychlostmi, které doslova vyvrtají tunely ve zbytku hvězdy a pokud máme to štěstí, že se nacházíme přesně ve směru odkud vycházejí, můžeme spatřit energetický záblesk trvající od zlomků sekund, nebo až po sekundy.

A co se stane, když dáme k sobě dvě neutronové hvězdy, nebo černé díry? Vznikají gravitační vlny. Když splývají dvě černé díry, jedná se o rychlý proces v řádu desetin sekundy, ale 17. srpna 2017 byl detektory gravitačních vln zaznamenán mnohem delší signál v řádu asi jedné minuty. Jednalo se o splynutí dvou méně hmotných objektů, tedy neutronových hvězd. Povedlo se také určit místo na obloze, odkud signál přišel a dokonce se podařilo najít jeho optický protějšek. Obě splynuvší neutronové hvězdy vzápětí zkolabovaly do černé díry, ale přitom ještě stačily odvrhnout nějakou látku obsahující spoustu volných neutronů. Ty se posléze spojují v těžší a těžší prvky a tak postupně vznikají i ty nejtěžší chemické prvky ve vesmíru. Dokonce vznikají i prvky mnohem těžší než uran, ale ty se přirozeně rozpadají na stabilní těžké prvky. Jak víme z energetické pyramidy, pro vznik prvků těžších než železo je potřeba energii dodat. Té však máme k dispozici spoustu, uvolnila se totiž při srážce neutronových hvězd.

Vysvětlení vzniku chemických prvků ve vesmíru je komplexní vědecká disciplína. Vyžaduje spojení znalostí jaderné a subjaderné fyziky, hydrodynamiky a explozí, ale také třeba syntézy molekul a prachových zrn. Zároveň je ale třeba chytře interpretovat a kombinovat astronomická pozorování, abychom dokázali myšlenkově překlenout ohromné vzdálenosti stejně jako časové škály od milisekund až po miliardy let.

Přednáška byla naprosto skvělá a fascinující i tím, že popisy některých přírodních mechanizmů vzniku chemických prvků pocházely přímo z vědecké práce našeho přednášejícího.

Moderní představa lesklého „diamantového“ jádra bílého trpaslíka, nad kterým se nachází relativně řidší atmosféra z vodíku a hélia.

Pozůstatek „hvězdy hosta“ z roku 1054, dnes známá jako Krabí mlhovina, vypadá na různých vlnových délkách různě, nicméně podařilo se prokázat, že v jejím středu se nachází zbytek po výbuchu supernovy – neutronová hvězda.

Dnes již neplatí striktní hranice vzniku neutronových hvězd pod a černých děr nad 25 hmot slunečních. Skutečnost, jak ve své práci ukázal doc. Pejcha je mnohem složitější, barvitější a zajímavější.

Součástí přednášky bylo též několik úžasných animací modelů explozí hvězd a doc. Pejchovi se povedlo vykreslit fascinující příběhy, které by nám mohly vyprávět atomy v nás i kolem nás.

Doc. Mgr. Ondřej Pejcha, Ph.D. na ždánické hvězdárně