Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps. Vznik černé díry.

AstroNuklFyzika ® Jaderná fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie

4.2. Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps. Vznik černé díry.
Větší část aktivního života hvězd tedy tvoří kvazistatická fáze (jejíž délka je pro běžné hvězdy řádu 10¹⁰ let, pro obří hvězdy však může být i kratší než 10⁶ let), během níž probíhají fúzní jaderné reakce a tepelný tlak a tlak záření vyrovnává gravitační sílu. V předchozí kapitole, části "Termonukleární reakce v nitru hvězd", jsme si rozebírali celou posloupnost termonukleárních reakcí - od slučování vodíku na hélium, fúze hélia na uhlík, následnou syntézu kyslíku, hořčíku, křemíku, ...., až po poslední železo u dostatečně hmotných hvězd. Každá hvězda však obsahuje jen konečné množství dostupného "jaderného paliva", takže musí nutně nastat čas, kdy všechny jaderné reakce uvolňující energii ustanou, doba aktivního života hvězdy skončí.
K vyhasnutí všech jaderných reakcí uvolňujících energii může dojít ze dvou důvodů. Buď proto, že hvězda není dostatečně hmotná, aby byla ve svém nitru schopna vyvinout potřebně vysokou teplotu na pokračování fúze těžších jader. Nebo proto, že již vyčerpala všechno své dostupné jaderné palivo (její nitro je složené především z těžších prvků jako železo a okolní prvky, které již nejsou schopny exotermické jaderné fúze). Po skončení termonukleárních reakcí se hvězdy definitivně zmocní gravitace, která hvězdu zmáčkne "jak jen to jde" - do vysokých hustot, tím vyšších čím větší je hmotnost hvězdy. Tato stádia vývoje hvězdy a jevy po nich následující jsou označována jako konečné fáze hvězdné evoluce.
Co se stane dál? Pro konečný osud hvězdy je rozhodující její zbylá hmotnost M' *) na konci evoluce (tj. počáteční hmotnost mínus hmotnost veškeré látky, částic a záření, kterou hvězda během své evoluce vyvrhla a emitovala), po vyčerpání termonukleárních reakcí.
*) Hvězdy během své evoluce ztrácejí velké množství své hmoty - odvrhují ji při nestabilitách v erupcích i při stabilním hvězdném větru, emitují mnoho energie zářením. Čím hmotnější je hvězda, tím větší část své hmotnosti ztrácí v průběhu svého života. Odhaduje se, že hvězdy zrozené s hmotností 6-8 M_¤ na konci své evoluce budou mít zbylou hmotnost M' jen cca 1-1,5 M_¤, takže pravděpodobně skončí jako bílý trpaslík. Většina hvězd vzniklých s počáteční hmotností cca 10-15 M_¤ bude mít konečnou zbylou hmotnost M' cca 1,5-2 M_¤, vybuchnou jako supernovy a jejich vývoj skončí ve stádiu neutronové hvězdy. Teprve značně masivní hvězdy s počáteční hmotností větší než cca 20 M_¤ budou mít zbylou hmotnost M' >2 M_¤ a podlehnou úplnému gravitačnímu kolapsu za vzniku černé díry.
Pro jednoduchost budeme zpočátku uvažovat sférickou hvězdu, kolem níž bude podle Schwarzschildovy-Birkhoffovy věty 3.3 Schwarzschildova geometrie vnějšího prostoročasu (3.13); uvnitř hvězdy na ni bude plynule navazovat metrika vnitřního Schwarschildova řešení. Nejprve si konečná stádia hvězdné evoluce v hrubých rysech nastíníme globálně podle obr.4.2.

Bílý trpaslík
Po spotřebování všeho dostupného jaderného paliva - v závislosti na hmotnosti hvězdy - vyhasnou všechny fúzní jaderné reakce uvolňujících energii a hvězda se dostává do svého nejnižšího energetického stavu (neuvažujeme-li energii gravitační). U méně hmotných hvězd (M<1,5 M_¤) se výsledná hvězda skládá především z lehkých prvků - zbylý vodík a hélium, dále vzniklý uhlík a kyslík (ve svém nitru není schopna vyvinout potřebně vysokou teplotu na pokračování fúze těžších jader). Tyto lehčí prvky jsou ještě potenciálním termonukleárním palivem, které se může uplatnit v termonukleární explozi, viz níže. U hmotnějších hvězd jsou lehké prvky již termonukleárně spáleny a další kolaps může pokračovat do neutronové hvězdy nebo černé díry.
Po vyhasnutí termonukleárních reakcí vymizí termální tlak a tak záření a vlivem gravitačních sil je hvězda stlačena *) z původních několika set tisíc kilometrů do průměru několika tisíc kilometrů a hustoty řádu tisíců kilogramů na cm³. Látka hvězdy je plně ionizována a gravitační síly jsou vyváženy především Fermiho tlakem degenerovaného elektronového plynu.
*)V pozdních fázích evoluce se vnitřní část hvězdy smršťuje a zahřívá, avšak vnější části se rozpínají a chladnou - hvězda se přechodně stává červeným obrem. Slaběji vázané povrchové vrstvy se tlakem záření nakonec rozptýlí do okolního prostoru a utvoří tzv. "planetární" mlhovinu (viz pasáž "Pozdní stádia evoluce hvězd" v §4.1), uprostřed níž je žhavá vnitřní část hvězdy, nejčastěji bílý trpaslík, u hmotných hvězd zde může pak dojít k výbuchu supernovy za vzniku neutronové hvězdy nebo černé díry.
Fermiho tlak degenerovaného plynu
Částice se spinem 1/2, jako jsou elektrony, protony a neutrony, se řadí mezi fermiony - jejich soubory se řídí tzv. Fermi-Diracovou statistikou. Základem je zde Pauliho vylučovací princip, podle něhož pouze jeden fermion může obsadit jednotlivý energetický stav (resp. nejvýše dvě částice s opačně orientovaným spinem). Při vysokých hustotách látky jsou všechny energetické hladiny elektronů obsazeny až do určité maximální energie, které odpovídá určitá maximální hybnost; tomuto stavu se říká degenerace *), jedná se o degenerovaný elektronový plyn. Každý další elektron v daném objemu musí zaujmou novou vyšší energetickou hladinu a mít tím i vyšší hybnost. Tlak zde proto roste podstatně rychleji než odpovídá stavové rovnici ideálního plynu. Tlak degenerovaného elektronového plynu se uplatňuje v bílých trpaslících, při ještě vyšších hustotách se uplatňuje degenerovaný neutronový plyn v neutronových hvězdách. Chování látky za vysokých tlaků a hustot je podrobněji rozebráno níže v pasáži "Chování látky za vysokých tlaků; neutronizace".
*) Lat. degeneratus = odlišný od svého druhu, zvrhlý, pokleslý, se ztrátou různorodosti.
Způsob, jakým spin částic určuje statistické chování souborů částic, je ukázán v pasáži "Nerozlišitelnost částic" - "Spin, symetrie vlnové funkce a statistické chování částic" v monografii "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření" .
Nakonec se tedy veškerá hmota vnitřku hvězdy gravitačně stlačí do kompaktního útvaru průměru jen několika tisíc kilometrů o velmi vysoké hustotě a teplotě. Pokud není zbylá hmotnost M' příliš velká (menší než tzv. Chandrasekharova mez cca 1,4 M_¤, viz níže), bude tento kompalktní útvar stabilní. Hvězda v tomto stavu se nazývá bílý trpaslík. Typicky má hmotnost zhruba jako Slunce, ale velikost podobnou jako Země; hustota je zde vyšší než cca 10⁴-10⁶g/cm³. V jeho nitru je shromážděna velká zásoba tepelné energie, pocházející od dřívějších termonukleárních reakcí (a od gravitační kontrakce), která se vzhledem k malému povrchu jen velmi pomalu vyzařuje. Bílý trpaslík proto může zářit i bez probíhajících jaderných reakcí, zbylým teplem, po dobu mnoha miliard let. Až teprve po této velmi dlouhé době postupně chladne; posléze po vyzáření tepelné energie se stává infračerveným a nakonec černým trpaslíkem *). Nejznámějším bílým trpaslíkem je dvojhvězdný průvodce Siria, Sirius B.
*) Fermiho tlak degenerovaného elektronového plynu má netermální původ a působí i po vychladnutí bílého trpaslíka - udržuje pak gravitační rovnováhu i černého trpaslíka. Díky malé ploše povrchu a izolační plasmové vrstvě však bílý trpaslík má velmi malou zářivost (stokrát až tisíckrát menší než Slunce), takže doba jeho vychladnutí je řádově miliardy let.
S chladnutím bílého trpaslíka se v jeho nitru za vysokých tlaků možná uhlíkové atomy mohou postupně spojovat do krystalické formy, známé jako diamant. Po vychladnutí zůstává černý trpaslík, v jehož nitru jsou monokrystaly diamantu, které mohou za určitých okolností dosáhnout snad i planetárních rozměrů .?!..
V souvislosti s chladnutím bílého trpaslíka se objevila poněkud bizarní hypotéza "neutrinového chlazení" horké plasmy - je kriticky diskutováno níže "Úloha neutrin při úniku energie z kolabujících hvězd - procesy "Urca"".
Pokud je bílý trpaslík součástí těsné dvojhvězdy s obří hvězdou, může docházet k přetékání látky z obra na bílého trpaslíka. Postupná akumulace hmoty na bílém trpaslíku pak vede k nestabilitám a kataklyzmatickým dějům. Na povrchu bílho trpaslíka se může vytvořit silnější vrstva vodíku, v níž se může díky vysoké teplotě a tlaku zažehnout termonukleární reakce explozivního charakteru, doprovázená náhlým uvolněním energie a zábleskem záření - výbuch novy (bylo diskutováno v minulém §4.1). Tento proces se může vícekrát opakovat. Akumulace hmoty na bílém trpaslíku nakonec může vést k překročení Chandrasekharovy meze stability (1,4 M_¤, viz níže) a zhroucení hvězdy, což vyústí ve výbuch supernovy (typu Ia - termonukleární exploze, či zkolabování do neutronové hvězdy - typ II a další podtypy). Tyto děje jsou podrobněji diskutovány níže v části "Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary." a v pasáži "Typy supernov a jejich astronomická klasifikace".

Stabilita bílého trpaslíka. Chandrasekharova mez.
Jak ukázal již v r.1930 S.Chandrasekhar, bílý trpaslík je stabilní jen tehdy, když jeho hmotnost není příliš veliká. Mez stability pro kulové těleso hmotnosti M a poloměru R, obsahující celkový počet N fermionů hmotnosti m_f, lze zhruba stanovit následující modelovou úvahou: Jelikož koncentrace fermionů je r_f~N/R³, v souvislosti s Pauliho principem objem připadající na jeden fermion činí ~1/r_f= R³/N. Podle kvantové relace neurčitosti hybnost fermionu je ~h.r_f^1/3. Relativistická energie fermionů je pak E_f ~ h.r_f^1/3/c ~ h.c.N^1/3/R. Gravitační energie připadající na jeden fermion je E_g ~ -G.M.m_f/R. Celková energie činí
                          E = E_f + E_g ~ h.c.N^1/3/R - G.M.m_f/R.
Rovnovážná konfigurace se dosahuje při minimální hodnotě celkové energie E. Z rozboru uvedené rovnice pro celkovou energii se ukazuje, že při nízké hmotnosti M je energie E kladná, se zvětšováním poloměru R klesá do záporných hodnot, dosahuje minima a při R®Ą se blíží nule - při určité konečné hodnotě R existuje konfigurace stabilní rovnováhy mezi gravitační silou a Fermiho tlakem degenerovaných částic. Pro vysoké hmotnosti je celková energie E záporná a při zmenšování R se hodnota E neomezeně zmenšuje - rovnovážný stav neexistuje a dochází ke gravitačnímu kolapsu.
Tedy maximální hmotnost, při které ještě může nastat rovnovážný stav, je dána podmínkou E = 0 ve vztahu pro celkovou energii, tj. h.c.N^1/3 = G.M.m_f .
Nyní můžeme rozlišovat dva mezní případy složení látky hvězdy :
¨1. Jestliže hmota hvězdy je tvořena pouze těmi N fermiony, které zároveň vytvářejí Fermiho tlak, pak celková hmotnost hvězdy je M = N.m_f. V praxi tato situace může nastat u degenerovaného neutronového plynu, takže bude m_f=m_n, kde m_n je hmotnost nukleonu (nezáleží zde, jestli použijeme hmotnost protonu či neutronu). Řešení rovnice E=0 pak pro maximální počet nukleonů N_max a pro maximální hmotnost M_max degenerované hvězdy dává vztah:
                   N_max ~ [h.c/G.m_n² ]^3/2 » 2.10⁵⁷ ,    M_max= N_max.m_n ~ [h.c/G ]^3/2.1/m_n² » 1,5M_¤ .
V této základní aproximaci, neuvažující číselné korekce závislé na chemickém složení látky, je maximální hmotnost degenerované hvězdy dána pouze základními fyzikálními konstantami.
¨2. Fermiho tlak je způsoben elektrony, takže m_f=m_e, zatímco gravitující hmota hvězdy je tvořena převážně nukleony (protony a neutrony v jádrech látky hvězdy); tak je tomu u bílého trpaslíka. Celková hmotnost hvězdy je M = N_n.m_n, kde N_n je celkový počet nukleonů, související s počtem elektronů N vztahem N_n = N.Z/A, kde Z je protonové číslo a A je hmotnostní (nukleonové) číslo atomů hvězdné látky. Řešení rovnice E=0 pak pro maximální počet nukleonů a maximální hmotnost bílého trpaslíka dává:
                 N_max ~ [h.c/G.(Z/A).m_n.m_e]^3/2,   M_max ş M_Ch~ [h.c/G ]^3/2.(A/Z)^3/2.(1/m_e)^3/2.(1/m_n)^1/2 .
Tato maximální možná hmotnost bílého trpaslíka M_Ch se nazývá Chandrasekharova mez. Vedle základních fyzikálních konstant závisí i na chemickém složení látky bílého trpaslíka, na poměru počtu protonů a neutronů.
  Výše uvedené kalkulace jsou jen modelové a mají charakter spíše dimenzionálních odhadů. Přesnější hodnoty limitních hmotností kompaktních hvězd lze získat řešením Oppenheimerovy-Volkovovy-Landauovy rovnice (4.3) za použití příslušné stavové rovnice, např. stavové rovnice Harrisonovy-Wheelerovy (viz níže).
Chandrasekharova mez pro hypotetickou hvězdu ze samotného vodíku (protonovou hvězdu), tj. Z/A=1, vychází 2,74M_¤, pro realistický případ Z/A=0,5 (hélium, uhlík, .. vápník, ... železo) je M_Ch = 1,44 M_¤.
Bílí trpaslíci, vyskytující se velmi hojně ve vesmíru, jsou tedy koncovými stádii evoluce malých a středně velkých hvězd (podobných hmotností jako naše Slunce), v jejichž nitru byly termonukleární fúzí vytvořeny jen lehčí prvky jako je hélium, uhlík, kyslík, hořčík. Když ustanou termonukleární reakce, tlak elektronové degenerace zastaví gravitační smršťování hvězdy a její složení se již nemění.
Z hlediska svého složení se vyskytují 3 druhy bílých trpaslíků :
->Hélioví bílí trpaslíci jsou koncovým stádiem nízkohmotných (desetiny M_¤) hvězd hlavní posloupnosti. Tyto malé hvězdy, pokud jsou osamocené, se vyvíjejí velmi pomalu, desítky miliard let, déle než je trvání vesmíru. Takže hélioví bílí trpaslíci tohoto původu se zatím nevyskytují. Hélioví bílí trpaslíci však mohou vznikat i z dvojhvězd středních hmotností, které po přeměně vodíku na hélium ve svém jádru ztrácejí své obálky vodíku, zmenšují hmotnost a další fúze již nepokračuje. Tento mechanismus sice může fungovat, ale probíhá asi jen ojediněle, takže hélioví bílí trpaslíci se vyskytují vzácně.
->Uhlíko-kyslíkoví bílí trpaslíci se vyvíjejí z hvězd zhruba sluneční hmotnosti (cca 0,8-6 M_¤), které do tohoto stádia dospějí za cca 10 miliard let. Jsou nejběžnějšími bílými trpaslíky.
->Kyslíko-neon-hořčíkoví bílí trpaslíci vznikají z poněkud těžších hvězd (cca 8 M_¤); jsou méně běžní než uhlíko-kyslíkoví.
Hmotnější hvězdy (>10 M_¤) již nekončí jako bílí trpaslíci, ale podlehnou gravitačnímu kolapsu za vzniku neutronové hvězdy nebo černé díry.
Obecně, hvězdy s počáteční hmotností 2-6 M_¤ ve svém nitru nedosahují dostatečnou teplotu aby termonukleárně spálily těžší prvky než uhlík, kyslík, hořčík a pak zkolabovaly a explodovaly jako supernovy typu II do neutronové hvězdy nebo černé díry. Bílý trpaslík tedy vznikl předtím, než bylo ve hvězdě spotřebováno veškeré termonukleární palivo. Když se takový bílý trpaslík gravitačně zhroutí, toto zbylé palivo (především uhlík a kyslík) se termonukleárně vznítí, přižemž se náhle uvolní velké množství energie, které podstatně převyšuje gravitační vazbovou energii, takže hvězda je rozmetána výbuchem supernovy (typu Ia).
Metaforicky lze říci, že bílí trpaslíci při svém kolapsu jsou nejsilnější "termonukleární bomby" ve vesmíru..!.. Níže však uvidíme, že ještě mnohonásobně silnější "explozivní nálož" je gravitační kolaps na neutronovou hvězdu... A trvalejším zdrojem obrovské energie jsou akreční disky a výtrysky z masivních rotujících černých děr.

Výbuch supernovy. Termonukleární exploze. Kolaps jádra - neutronová hvězda. Pulsary.
K překročení Chandrasekharovy mezní hmotnosti stability ve finálním stádiu evoluce hvězd dochází v zásadě při dvou situacích :
1.Bílý trpaslík je součástí těsné dvojhvězdy se standardní obyčejnou hvězdou, z jejíž povrchových vrstev "odsává" plyny, tím zvyšuje svou hmotnost, až do překročení Chandrasekharovy meze.
2.Masivní hvězda po vyčerpání paliva a skončení všech termonukleárních reakcí již má zbylou hmotnost M' převyšující Chandrasekharovu, takže bílý trpaslík se ani nestabilizuje - kontrakce a gravitační kolaps jádra hvězdy pokračuje za výbuchu supernovy (typu II) do neutronové hvězdy nebo černé díry.
Jestliže je tedy hmotnost bílého trpaslíka větší než výše uvedená Chandrasekharova mez (která činí asi 1,4 hmotnosti Slunce M_¤*), není již tlak degenerovaného elektronového plynu schopen vyvážit tak velké gravitační síly.
*)Chandrasekharova mez 1,4 M_¤ platí pro nerotující (nebo pomalu rotující) bílé trpaslíky. Při rychlé rotaci tato mez může činit až ~3M_¤ [73].
Při překročení Chandrasekharovy meze dochází k dalšímu smršťování - kolapsu hvězdy, při kterém mohou nastat dva diametrálně odlišné jevy, v závislosti na složení bílého trpaslíka či jádra těžší hvězdy :
-->Termonukleární exploze
Pokud je bílý trpaslík složen z lehkých prvků (uhlík, kyslík), zvýšením tlaku a teploty při smrštování dojde ke spuštění překotné termonukleární reakce (jako je slučování uhlíku a kyslíku na těžší jádra až po nikl) v celém objemu bílého trpaslíka. Velká uvolněná energie vede k termonukleárnímu výbuchu a rozmetání bílého trpaslíka, což se projeví jako výbuch supernovy, podle astronomické klasifikace typu Ia (ve spektru záření nejsou zastoupeny spektrální čáry vodíku: hvězda na konci své evoluce ve svém jádře vodík již spotřebovala a vnější vodíkové vrstvy odfoukla ve stádiu rudého obra). Na místě, kde hvězda kdysi byla, po supernově Ia zůstane jen expandující oblak plynů, nevznikne žádný kompaktní objekt.
Proč exploze ?
Může vzniknout otázka, proč se při tomto smrštění neuplatní obvyklý regulační mechanismus [teplota->tlak] stability hvězd, kdy při kontrakci a nárustu termonukleárních reakcí zvýšením teploty vzroste termální tlak (způsobený kinetickou energií zahřáté látky) a dojde k expanzi hvězdy, což má za následek pokles teploty a tlaku a útlum jaderných reakcí. V případě bílého trpaslíka však toto nefunguje: tlak, který jej udržuje proti gravitaci, má netermální původ - je způsoben Fermiho tlakem degenerovaných elektronů, který je nezávislý na teplotě. Přitom intenzita termonukleárních reakcí se rychle zvyšuje s růstem teploty. Bílý trpaslík proto není schopen regulovat proces fúze obvyklým stelárním způsobem, takže může nastat nekontrolované rozběhnutí fúzních reakcí. Zvýšená produkce energie-tepla bez chlazení expanzí prudce zvyšuje vnitřní teplotu, čímž se dále velmi rychle zvyšuje rychlost fúze. To je výrazně nestabilní superkritická situace "kladné zpětné vazby". Během několika sekund se termonukleárně sloučí veškeré "palivo" schopné fúze (u běžných bílých trpaslíků především uhlík a kyslík). Pokud uvolněná energie přesáhne gravitační vazbovou energii bílého trpaslíku, jednotlivé částice plynu-plasmy získají dostatek kinetické energie k překonání gravitační vazby, odletí od sebe a unikají do prostoru. Dojde k úplné destrukci bývalé hvězdy na oblak rychle expandujícího plynu.
Alternativní možnosti spuštění explozivní fúze ?
Shora nastíněný mechanismus termonukleární fúze u supernovy typu Ia docela přesvědčivě vysvětluje pozorované vlastnosti a je dobře astrofyzikálně odůvodněný. Přesto však zde jsou některé nejasnosti a otázky v souvislosti s detailnější analýzou modelu a s astronomickými pozorováními :
Většina bílých trpaslíků má hmotnost výrazně menší než Chandrasekharovu. V takovém případě by trvalo neúnosně dlouho, než by v binárném systémů bílý trpaslk byl schopen získat potřebný materiál. .Zkoumají se proto i alternativní mechanismy spuštění explozivní fúze. Jedním z nich je účast hélia, které by bílý trpaslík mohl vysát ze sousední hvězdy obsahující héliový vnější obal. Mohla by se tak naakumulovat poměrně silná vrstva hélia. Hélium má nižší fúzní teplotu než uhlík či kyslík, takže vrstva hélia by mohla podlehnout rychlé fúzní reakci a dovnitř bílého trpaslíka vyslat rázovou vlnu, která by inicializovala termonukleární fúzi uhlíku a kyslíku. Vrstva hélia kolem oblaku supernovy však nebyla spektrometricky pozorována...
Diskutovala se i možnost těsného binárního systému bílých trpaslíků, který by se vyzařováním gravitačních vln nebo viskózním třením přibližoval, až by se oba bílí trpaslíci spojily v hvězdu s hmotností vyšší než Chandrasekharova, takže by došlo k zhroucení a zažehnutí termonukleární exploze. V procesu spojování by však nejdříve vznikaly termonukleární reakce, v nichž by se uhlík a kyslík přeměňovyly na neon a hořčík, takže pak by nemělo co explodovat a došlo by ke kolapsu na neutronovou hvězdu...
Uvolněná energie
Jak bylo ukázáno v §4.1, části "Termonukleární reakce v nitru hvězd", fúze vodíku na hélium ve hvězdách uvolňuje 0,7% klidové hmotnosti spáleného vodíku. Tato energie se uvolňuje pomalu, dlouhodobě. Množství termojaderné energie uvolněné při přeměně uhlíku na železo-56 činí 0,12% klidové energie hmoty uhlíku, přeměna kyslíku-16 na Fe-56 uvolňuje poněkud méně, 0,086% klidové energie hmoty kyslíku. Pro středně hmotné hvězdy energie uvolněná termonukleárním spalováním uhlíku a kyslíku na železo činí cca (1-2)x10⁴⁴J. V termonukleární supernově se tato energie uvolňuje náhle, explozivně, během pár sekund. Veškerá termojaderná energie z výbuchu se okamžitě přemění na tepelnou energii, která vyvíjí tlak podstatně převyšující gravitační tlak bílého trpaslíka. Materiál bílého trpaslíka se proto prudce rozpíná s počáteční rychlostí 0,3-0,4 % rychlosti světla.
Uvolněná termonukleární energie se tedy přeměňuje na kinetickou energii (po odečtení gravitační vazbové energie bílého trpaslíka). Relativně málo energie je v počátečních fázích exploze vyzařováno jako světlo, hustý materiál oblaku je navíc pro světlo neprůhledný. Po několika dnech expanze již oblak může termodynamicky zářit výrazněji, avšak nejvíce se zde projevuje další fenomén: obrovské množství tepelné energie poskytuje radioaktivita niklu ⁵⁶Ni, který v termonukleární supernově vzniká v kolosálním množství (jak je níže uvedeno v rozboru jaderných reakcí) :
Jaderné reakce v termonukleární supernově
Při prudkém gravitačním smršťování bílého trpaslíka může docházet k řadě velmi různorodých jaderných reakcí. Jedná se především o fúzní reakce uhlíku ¹²C a kyslíku ¹⁶O. Jak bylo ukázáno v §4.1 (části "Termonukleární reakce v nitru hvězd", pasážích "Spalování uhlíku a "Spalování kyslíku"), tyto fúze plynule probíhají v hmotnějších hvězdách, přičemž konečným produktem jsou jádra železa ⁵⁶Fe. Stabilní isotopy železa mají více neutronů než protonů, zatímco výchozí stabilní isotopy uhlíku a kyslíku mají stejný počet protonů a neutronů. Získání stabilních jader železa pomocí fúzí z uhlíku a kyslíku proto vyžaduje, aby v posloupnosti fúzních reakcí docházelo i k přeměnám některých protonů na neutrony. To se děje prostřednictvím beta⁺- přeměn, které jsou relativně pomalé, ale ve hvězdách to nevadí, plynule a dlouhodobě probíhají.
Vzhledem k velké rychlosti termonukleární exploze se zde však tato obvyklá doprovodná radioaktivita beta (která je pomalejši) neuplatňuje; tyto reakce jsou obcházeny. Lehčí prvky vycházející z uhlíku a kyslíku, se zde mohou spojovat na těžší prvky pouze se stejným počtem protonů a neutronů. Jsou to prvky které jsou násobky hélia - 2 protonů a 2 neutronů. Nemohou proto přímo vznikat jádra ⁵⁶Fe, ale zpočátku jen "příbuzná" jádra této skupiny - ⁵⁶Ni. Jaderná fyzika, která pomocí experimentů na urychlovačích detailně studuje různé druhy jaderných reakcí, nabízí v zásadě sérii :
¹²C->¹⁶O->²⁰Ne->²⁴Mg->²⁸Si->³²S->³⁶Ar->⁴⁰Ca->⁴⁴Ti->⁴⁸Cr->⁵²Fe->⁵⁶Ni ,
za účasti protonů p, neutronů n a jáder hélia ⁴He, v dopředném i reverzním směru. První reakce, které při explozi nastávají, jsou mezi jádry uhlíku: ¹²C + ¹²C -> ²⁰Ne + ⁴He, ¹²C + ¹²C -> ²³Na + p, ¹²C + ¹²C -> ²³Mg + n. Následují reakce zahrnující kyslík, jsou např. ¹⁶O + ¹⁶O -> ³¹P + p, ¹⁶O + ¹⁶O -> ²⁸Si + ⁴He, ¹⁶O + ¹⁶O ->³¹S + n, ¹⁶O + ¹⁶O -> ³⁰P + ²H. Po několika dalších jaderných reakcích fúze s héliem , např.
²⁸Si + ⁴He ® ³²S , ³²S₆ + ⁴He ® ³⁶Ar , ³⁶Ar + ⁴He ® ⁴⁰Ca , ⁴⁰Ca + ⁴He ® ⁴⁴Ti , ⁴⁴Ti + ⁴He® ⁴⁸Cr , ⁴⁸Cr + ⁴He ® ⁵²Fe , ⁵²Fe + ⁴He ® ⁵⁶Ni ,
se nakonec materiál bílého trpaslíku skládá převážně z niklu ⁵⁶Ni a ⁴He.
Nikl-56 je radioaktivní a s poločasem šesti dnů podléhá beta rozpadu (elektronovým záchytem) na kobalt-56. Kobalt-56 je také nestabilní, rozpadá se (beta⁺ a elektronovým záchytem) s poločasem 77 dní na ⁵⁶Fe, které je již stabilní. Rozpadová schémata a gama spektra obou radionuklidů niklu+kobaltu-56 jsou analyzována v pojednání 4.1 "Radionuklidy", pasáži "Ni-56->Co-56" monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření".
To znamená, že záření, které vidíme dva týdny po výbuchu supernovy, pochází převářně z rozpadu 56-Ni a záření pozorované v následujících měsících je z rozpadu ⁵⁶Co. Jsou ale zastoupeny i mnohé další prvky a isotopy. Tyto prvky se rozptýlí do mezihvězdného prostředí a spolu s nuklidy vytvořenými v supernovách s kolapsem jádra (a v "planetárních" mlhovinách z červených obřích hvězd) tvoří různorodou směs chemických prvků, které se nacházejí ve vesmíru i na Zemi, včetně biogenních prvků z nichž jsme složeni i my....
Jak se horký oblak po explozi rozpíná, plocha jeho povrchu roste, přičemž je nadále zahříván radioaktivním rozpadem niklu na kobalt a pak na železo. Zvětšování plochy povrchu fotosféry a zvyšující se teplota způsobuje zvyšování jasu. Supernova typu Ia dosáhne své maximální jasnosti asi 14-20 dní po explozi, při svítivosti téměř 10-miliardkrát větší než Slunce. Když se pak oblak výrazněji rozepne, většina energie již unikne z centra exploze, oblak se ochladí a též postupně přestává být zahříván radioaktivitou. Jasnost klesá nejprve s poločasem 6 dní, poté se pokles zpomaluje na poločas 77 dní. Vzdálená supernova pak po několika měsících přestává být viditelná.
-->Kolaps jádra, neutronová hvězda
Pokud zbylý vnitřek hvězdy (s hmotností převyšující Chandrasekharovu) neobsahuje dostatečně velké koncentrace lehkých prvků, nedojde k zapálení explozivní termonukleární reakce a gravitační kolaps bude zpočátku nerušeně pokračovat. Zakrátko se natolik zvýší hustota a teplota, že vysokoenergetické elektrony jsou "vtlačovány" do jader a jimi pohlcovány; slučují se tam s protony za vzniku neutronů a vylétajících neutrin: e^- + p⁺ ® n^o+ n'_e - tzv. inverzní beta-rozpad (viz §1.2, část "Radioaktivita beta", pasáž "Inverzní rozpad beta") - dolní část obr.4.2. Tím se obsah elektronů ve hvězdě zmenšuje a jejich Fermiho tlak proto klesá. Látka hvězdy se tak stává snadněji stlačitelnou, dochází proto k dalšímu smršťování, čímž se elektrony stávají ještě rychlejšími a snadněji jsou pohlcovány jádry. Toto je výrazně nestabilní situace ("kladná zpětná vazba") a proces bude pokračovat s lavinovitě narůstající rychlostí. Vlivem gravitace tak dochází k prudkému smrštění (jakési "implozi") hvězdy, při němž se téměř všechny protony a elektrony sloučí na neutrony; v tomto stádiu pak opět může nastat rovnováha. Vznikne tak neutronová hvězda, která má průměr jen několik desítek kilometrů a její hustota je řádu hustoty v atomových jádrech ~10¹⁴g/cm³ (čajová lžička takové hmoty by vážila miliardy tun!). Gravitační síly jsou vyváženy Fermiho tlakem degenerovaného neutronového "plynu". Neutronová hvězda je jakýmsi gigantickým "jádrem" *) složeným převážně z neutronů a udržovaném pohromadě vlastní gravitací sumární hmoty (struktura neutronové hvězdy je diskutována níže "Vnitřní struktura neutronových hvězd"). Při příliš velkých hmotnostech M' (větších než asi dvě hmoty našeho Slunce - Oppenheimer-Landauova mez) však gravitační síly překonají i Fermiho síly mezi neutrony, rovnováha neutronové hvězdy nenastane a kolaps pokračuje dále až do černé díry (níže v části "Úplný gravitační kolaps. Černá díra.").
*)Slovo "jádro" se ve stelární astrofyzice používá ve dvou zcela odlišných významech: 1. Atomové jádro; 2. Hutný vnitřek hvězdy.
Rovnováha neutronů, elektronů, protonů
Ze strany jaderné fyziky může vzniknout otázka o stabilitě neutronů tvořících neutronovou hvězdu. Volné neutrony, bez silné interakce s protony, jsou nestabilní a s poločasem necelých 15 min. se rozpadají b^- rozpadem na protony, elektrony a (anti)neutrina. Běžně k tomu dochází i v atomových jádrech s přebytkem neutronů (radioaktivita b^-, viz §1.2, pasáž "Radioaktivita beta" knihy "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"). Jak se tedy může udržet absolutní přebytek neutronů v neutronové hvězdě?
Silou, která v neutronové hvězdě zabraňuje masívnímu rozpadu neutronů, je gravitace. Ne sice přímo, ale zprostředkovaně, vyvoláním takové hustoty a tlaku, že Fermiho energie elektronů je vyšší než maximální energie beta-elektronu při rozpadu neutronu (která činí 780keV). V takovém případě elektrony, vzniklé rozpadem neutronů, nabývají s růstem svého počtu (Pauliho vylučovací princip) tak vysokou energii, že jsou vtlačovány zpět do protonů za vzniku neutronů. V neutron - protonové - elektronové plasmě se při vzniku neutronové hvězdy utvoří rovnováha mezi b^- rozpadem neutronů a elektronovým záchytem protonů, tj. mezi přímým a inverzním beta rozpadem. Potom již elektrony obsažené v plasmě mají obsazeny všechny energie (včetně vysokých energií), takže příp. elektrony z rozpadu neutronů se energeticky (z hlediska fázového prostoru) "nemají kam" emitovat a proto nevyletí - další b-rozpad neutronů již nenastává.
Tedy v neutronové hvězdě se ve směsi s neutrony nachází i určité množství vysokoenergetických elektronů, dostatečné pro zabránění rozpadu neutronů (a samozřejmě stejný počet protonů pro zachování elektrické neutrality). V nejjednodušším přiblížení lze ukázat, že tento poměr bude 1:8 (viz níže).

Obr.4.2. Rámcové zjednodušené schéma konečných stádií hvězdného vývoje a gravitačního kolapsu: bílý trpaslík, neutronová hvězda a černá díra v řezu prostoro-časovým diagramem (na vodorovné ose je radiální rozměr prostorový, na svislé ose je čas). Tímto způsobem, tj. přes všechna tři stádia, by však kolaps mohl probíhat jen ve zcela speciálních případech - kdyby kolabující hvězda ze svého okolí gravitační akrecí čerpala značné množství hmoty (třebas ze sousední hvězdy v těsném binárním systému..?..). Při menších zbylých hmotnostech M' než příslušná mez se ve skutečnosti kolaps zastaví ve stádiu bílého trpaslíka nebo neutronové hvězdy, při velkých hmotnostech M' se tato stádia nestabilizují a kolaps pokračuje až do stádia černé díry.

Při implozi vedoucí ke vzniku neutronové hvězdy dochází k prudkému uvolnění velkého množství energie - jednak gravitační energie při kolapsu, jednak energie při specifických jaderných reakcích v nitru. Tato energie se jednak vyzáří ve formě elektromagnetických (v nesférickém případě i gravitačních) vln, jednak je odnášena neutriny (největší část!) a horními vrstvami hvězdy, které se prudce rozpínají do prostoru a vytvářejí posléze zářící mlhovinu: vznik neutronové hvězdy je doprovázen mohutným výbuchem supernovy, podle astronomické klasifikace typu II (střední část obr.4.2). Taková supernova po několik dnů až týdnů září intenzitou stovek miliónů Sluncí.
Do kategorie supernov s kolapsem jádra patří i typy Ib a Ic (podle astronomické klasifikace). Vznikají z velmi hmotných hvězd, které se v závěrečném stádiu zbavily svých plynných obálek z vodíku (typ Ib) nebo i z hélia (typ Ic). Buď je "odfoukl" tlak záření, hvězdný vítr, nebo je "odsál" hvězdný souputník v těsném binárním systému. Zbylé jádro s železným vnitřkem, uhlíkem a dusíkem ve vnější vrstvě, kolabuje do neutronové hvězdy nebo černé díry.
Při kolapsu dojde vlivem zákona zachování momentu hybnosti k prudkému zrychlení rotace a kolem vzniklé neutronové hvězdy - a ještě výrazněji v případě černé díry - se utvoří rotující akreční disk a ve směru rotační osy se vytvoří intenzívní výtrysky plynů a záření (podrobně rozebíráno §4.8, část "Akreční disky kolem černých děr").
Pozn.:Shora nastíněný scénář vedoucí k neutronové hvězdě je jen jedním ze čtyř známých a možných mechanismů výbuchu supernovy (tyto další mechanismy jsou stručně diskutovány níže "Typy supernov a jejich astronomická klasifikace"). I když je podle astromických pozorování možná minoritní, z našeho hlediska gravitační fyziky a vzniku kompaktních gravitačně zhroucených objektů se jím zde budeme zabývat nejvíce.
Transport energie z kolabujícího jádra a neutronové hvězdy do okolního prostoru
Při kolapsu jádra masivní hvězdy za vzniku neutronové hvězdy se asi 15% klidové hmotnosti tohoto jádra přemění na kinetickou energii a při náhlém zastavení v důsledku nukleonové degenerace se přemění na teplo. Tato energie podstatně převyšuje gravitační vazbovou energii vznikající neutronové hvězdy. Pokud by materiál hvězdy absorboval tuto tepelnou energii (stačilo by několik %), došlo by k její destrukci. Tato energie je však ze vznikající neutronové hvězdy odnášena do okolního prostoru neutriny (viz též následující pasáž "Úloha neutrin při úniku energie z kolabujících hvězd").
Tyto částice slabě interagují s hmotou, takže volně pronikají většinou materiálů, s výjimkou vlastního zkolabovaného jádra, s nímž se mohou dostat do krátkodobé termodynamické rovnováhy. Pak unikají ven a téměř volně prolétají hmotou obklopující jádro. I když jen velmi malé procento neutrin odevzdává energii okolní hmotě, je to dostatečné k jejímu "odfouknutí" pryč od jádra za vzniku prudce se rozpínající zářivé mlhoviny plynů (plasmy) a elektromagnetického záření. Většina neutrin však odlétá pryč, bez interakce. Pozorovat tedy můžeme jen malou část gravitačně uvolněné energie a rychle se rozpínající mlhovinu. Teprve později může být pozorovatelná i vzniklá neutronová hvězda (většinou v rádiovém oboru, viz níže "Pulsary - rychle rotující neutronové hvězdy").

Úloha neutrin při úniku energie z kolabujících hvězd - procesy "Urca"
Lze říci, že evoluce vnitřních částí hvězd je vlastně postupným dlouhotvajícím gravitačním smršťováním, s kátkými epozodami rychlého smršťování - kolapsu. Gravitační smršťování probíhá v zásadě takovou rychlostí, s jakou se ztrácí energie vyzařovaná do okolního prostoru. Vnitřek hvězdy se zpočátku smršťuje velmi pomalu, neboť energetický výkon termonukleárních reakcí je schopen nahrazovat vyzařovanou energii. V raných fázích vývoje, při spalování vodíku a hélia, se energie z hvězdy vyzařuje především elektromagnetickým zářením různých vlnových délek (v závislosti na teplotě fotosféry) a pohybem částic hvězdného větru. Jen malá část je odnášena neutriny vznikajícími při dílčích termonukleárních reakcích (popsaných v §4.1, část "Termonukleární reakce v nitru hvězd"). Při pozdějším kolapsu jádra vedoucímu k výbuchu supernovy se však tato situace mění, neutrina se mohou stát dominantními.
Přesto že neutrina jsou pranepatrné elektricky neutrální slabě interagující částečky (vlastnosti neutrin jsou podrobně v části "Neutrina - duchové mezi částicemi" v §1.2 knihy "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"), mají důležitou úlohu v přírodě - v jaderné fyzice (radioaktivita beta) a astrofyzice (rané fáze evoluce vesmíru, neutrina z hvězd, z výbuchů supernov). Neutrina se mohou účastnit několika procesů částicových interakcí :
-->Beta procesy vzájemné přeměny protonů a neutronů, způsobené transmutací kvarků "u" a "d" v nukleonech vlivem slabé interakce - obr.1.2.5 v pasáži "Mechanismus přeměny beta. Slabé interakce." ve shora zmíněné monografii. Toto je dobře teoreticky odůvodněný a spolehlivě experimentálně ověřený proces, na němž je založena v praxi široce používaná radioaktivita beta.
Částicová fyzika připouští několik dalších procesů na základě elektroslabých interakcí, např. :
-->Neutrinová anihilace elektron-pozitronových párů e^-+e⁺ -> n + n´ .....
-->Plasmonový rozpad: plasmon -> n + n´. Volný elektron nemůže emitovat neutrinový pár (nelze splnit zachování energie a hybnosti), ale elektron interagující s plasmovým prostředím - plasmon - v zásadě může.
-->A několik dalších procesů s emisí neutrin, např. synchrotronové neutrinové záření elektronů, emise fotoneutrin e+g -> e +n + n´, neutrinové brzdné záření, ........
Všechny tyto procesy jsou jen hypotetické, mohly by snad fungovat při velmi vysokých hustotách plasmy a/nebo velmi vysokých teplotách. Na jejich přímé experimentální ověření není naděje v blízké budoucnosti. Může však být zajímavé modelovat je se skutečnými pozorovaanými procesy při kolapsu jader hvězd a na jejich příp. validitu usuzovat nepřímo ze souhlasu naměřených hodnot.
Urca-neutrinové odnášení energie z kolabujících hvězd nukleonovými beta procesy je téměř jisté u formování neutrových hvězd, jak bylo výše rozebíráno v pasáži "Kolaps jádra. Neutronová hvězda.". Vyskytly se však i hypotetické názory o chlazení vnitřku bílých trpaslíků Urca-plasmonovým rozpadem, nebo vnitřků hvězd u spalování uhlíku či křemíku v pozdních stádiích evoluce hvězd ..?..
V komunitě astrofyziků zkoumajících supernovy se pro procesy odnášení energie neutriny ujal souhrnný název "Urca" *).
*)Název "URCA" není zkratka, ale humorně-recesní pojmenování podle názvu jednoho kasina Urca v Rio de Janeiro, kde astrofyzik Georgij Gamov se svým brazilským kolegou Mario Schenbergem poprve diskutovali o úloze emise neutrin v supernovách. Únik tepelné energie ze supernovy přirovnávali k mizení peněz hazardních hráčů z ruletového stolu....
Záření supernov. Světelná křivka. Spektrum záření.
Kromě primární energie korpuskulárních částic a fotonů při vlastní explozi, k pozorovanému jasnému záření supernovy mohou přispívat i další následné procesy :
-Rázová vlna, která se utvoří když velmi rychle expandující plyny z vnitřních oblastí hvězdy "doženou" vzdálenější a pomalejší vrstvy a "hvězdný vítr", který před explozí hvězda emitovala. Kinetická energie této srážky silně zahřeje rozpínající se oblak.
-Radioaktivita prvků, které byly ve hvězdě syntetizovány (a zvláště vznikly při výbuchu supernovy) většinou v podobě radioaktivních isotopů *). Ty se pak postupně rozpadají na další (stabilnější) isotopy, přičemž vyzařují vysokoenergetické záření (především elektrony b^- a fotony g a X). V důsledku takto uvolňované energie rozpínající se oblak po určitou dobu žhne tepelným a fluorescenčním zářením. Vedle krátkodobých radionuklidů vzniká nepochybně i velké množství dlouhodobějších isotopů (T1/2>10²let), díky jejichž radioaktivitě expandující oblak supernovy ještě stovky i tisíce let intenzívně září v X a gama oboru (pro současné detektory je to ale zatím obtížné změřit a zobrazit...). Radioaktivita některých dlouhodobých radioisotopů jako jsou jód ¹²⁹I, hliník ²⁶Al a železo ⁶⁰Fe, se mohla uplatňovat při procesech formování protoplanetárního disku, planet a asteroidů na počátku vývoje sluneční soustavy. A extrémně dlouhodobé radionuklidy (T1/2>10⁹let), především draslík ⁴⁰K, thorium ²³²Th a uran ^238,235U, přetrvávají po miliardy let; ostatně u nás na Zemi se dochovaly dodnes (§1.4 "Radionuklidy", pasáž "Přírodní radionuklidy" v monografii "Jaderná fyzika a ionizující záření")...
*)Při masívním pohlcování elektronů jádry při výbuchu supernovy se uvolňuje obrovské množství neutronů, z nichž část je pohlcována jádry lehkých a středně těžkých prvků. Těmito jadernými reakcemi vzniká velké množství radioaktivních isotopů (např. Al-26, Ni-56, Fe-60, I-129, ...) - viz §1.3 "Jaderné reakce", pasáž "Reakce vyvolané neutrony", monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího zážení".
Světelná křivka
Důležitou charakteristikou supernovy je její světelná křivka - časový průběh intenzity záření (magnitudy) supernovy. Na samém začátku, v okamžiku exploze supernovy, začíná světelná křivka na hodnotě "0", resp. na hodnotě svítivosti původní hvězdy - vývojového předchůdce (progenitoru) supernovy. Okolní hustá plynová obálka je pro světelné záření neprostupná. Obrovská energie výbuchu supernovy se z počátku přeměňuje na kinetickou energii rozpínání tohoto oblaku. Teprve potom, až se dostatečně rozepne, zřídne a zevniř se zahřeje, začne intenzívně zářit do okolního prostoru. ...
Světelné křivky supernov jsou závislé na mechanismech výbuchu a na vlastnostech vyvrženého materiálu (jeho transparentnosti a obsahu radionuklidů). Po velmi prudkém počátečním nárustu jasu je během několika dnů dosaženo maxima, načež intenzita záření začíná pozvolna klesat, v průběhu desítek až stovek dní. Nejrychlejší pokles se pozoruje u supernov typu Ia, jejichž viditelné světlo je buzeno radioaktivitou niklu ⁵⁶Ni, vytvořeného termonukleární fúzí uhlíku a kyslíku ve vnitřní části bílého trpaslíka. Těsně po výbuchu je toto beta a gama záření absorbováno hustými vnějšími vrstvami, které se tím zahřívají a září ve viditelných vlnových délkách. Asi za měsíc, jak se vnější vrstvy rozpínají a řídnou, mohou gama paprsky unikat ven. Jas supernovy zde závisí na tom, kolik gama záření je absorbováno a přeměněno na zahřátí a viditelné světlo.
Po dosažení maxima začíná pokles nejprve s poločasem zhruba 6 dnů, což se připisuje radioaktivnímu rozpadu niklu ⁵⁶Ni beta^--radioaktivitou s poločasem T1/2=6 dní na kobalt ⁵⁶Co. Ten je rovněž radioaktivní, beta⁺-radioaktivitou a elektronovým záchytem se přeměňuje s poločasem 77 dnů na stabilní železo ⁵⁶Fe; zhruba s tímto poločasem pak pokračuje pomalejší fáze poklesu jasnosti supernovy. Další pokles jasu supernovy je již velmi pomalý, vedle adiabatického rozpínání se na něm podílí radioaktivní rozpad dlouhodobých radioisotopů (z nichž některé byly výše zmíněny). Intenzita a šířka světelné křivky supernovy Ia je dána množstvím niklu-56 vytvořeného v dané supernově, jakož i množstvím a složením ostatní vyvržené hmoty. Porovnávání tvaru světelných křivek (úzký nebo široký graf který mapuje, jak rychle dosáhne supernova maximálního jasu, jak je intenzivní a jak rychle nebo pomaleji mizí) s jejich spektry umožňuje analyzovat dynamiku supernov Ia a standardizovat je pro přesnější měření kosmických vzdáleností.

Během pohlcování elektronů a neutronizace látky v nitru supernovy typu II je emitováno obrovské množství neutrin, které odnášejí energii a efektivně ochlazují hroutící se středovou část vyhořelé látky hvězdy. Neutrina vzhledem ke své slabé interakci prakticky nevytvářejí tlak *) a bez odporu vylétají do okolního vesmíru. Účinné ochlazení neutrinovým zářením napomáhá rychlému gravitačnímu hroucení středové části supernovy, které může zastavit až Fermiho tlak degenerovaného neutronového "plynu" (viz níže "Chování látky za vysokých tlaků; neutronizace").
*)Při vzniku neutronové hvězdy se však z obrovského množství neutrin nepatrné procento přece jen zychytí v hustých vrstvách obálky hvězdy, předá energii a vzniklý tlak, spolu s tlakem elektromagnetického záření, způsobuje prudkou expanzi těchto ionizovaných plynů do zářící mlhoviny, pozorované jako výbuch supernovy.
Počáteční nárust světelné křivky je způsoben zvětšováním plochy povrchu hvězdy, v jejímž nitru došlo k explozi supernovy typu II. Vrchol světelné křivky nastává, když teplota vnějších vrstev začne výrazněji klesat. Následná rychlost poklesu jasnosti je poněkud různá a závisí patrně na velikosti vodíkového obalu hvězdy. Rázovou vlnou při výbuchu se tato vnější vrstva zahřeje na vysokou teplotu (cca 100 000 stupňů), takže veškerý vodík v ní je ionizován. Ionizovaný vodík má pro světlo velkou opacitu, takže světlo z hlubších vrstev nepropouští. Jak se supernova ochlazuje, ionizovaný vodík se (při teplotě 3000 stupňů) rekombinuje na neutrální formu, která je pro světlo průhledná. Můžeme pak vidět i fotony z hlubších teplejších vrstev. Emituje se též rembinační energie atomů vodíku. Kombinace těchto protichůdných tendencí - snižování radiace vlivem chladnutí, versus zmenšování opacity vodíkového obalu a uvolňování rekombinační energie - vede ke zpomalení poklesu světelné křivky, která má určité přechodné plato, jehož délka je závislá na hloubce vodíkového obalu. Jak rekombinace proběhne v celém vodíkovém obalu, fáze plošiny skončí a světelná křivka přechází na standardní tvar s poklesem daným adiabatickým rozpínáním mlhoviny a radioaktivní přeměnou ⁵⁶Co na ⁵⁶Fe. Pokud vodíkový obal hvězdy chybí nebo je zanedbatelný, světelná křivka (místo plata) po maximu vykazuje dočasný poměrně rychlý téměř lineární sestup. Podle tvaru světelné křivky po maximu se v astronomické literatuře světelné křivky supernov typu II kategorizují na typ SNII-L s lieárním pohlesem a typ SNII-P s platem po maximu.
U supernov typu Ib a Ic, vzhledem k absenci vodíkové obalové vrstvy, se nevyskytuje plato v poklesu, jejich světelné křivky mají podobný tvar jako u supernov Ia.
Spektrum záření supernov
Spektrometrická analýza záření emitovaného objekty ve vesmíru obecně poskytuje zásadní informace o teplotě, chemickém složení a rychlosti pohybu (doplerovská spektrometrie). Je mimořádně důležitá zvláště ve stelární astronomii, včetně závěrečných stádií evoluce hvězd. Podobně jako u záření z hvězd, i elektromagnetické záření supernov je emitováno až z těch nejsvrchnějších vrstev - z fotosféry, kde plyn je již většinou dostatečně chladný, z ionizovaného plasmatického skupenství zrekombinovaný do atomárního stavu, a tudíž propustný pro světlo. Bohužel nelze spektrometricky zkoumat vnitřní oblasti supernov...
Spektra supernov jsou měřena na pozadí spojitého tepelného záření, takže spektrální linie přítomných prvků jsou jak emisní tak absorpční. Emisní spektrum je vyzařováno horkými plyny expandujícími z vnitřních vrstev supernovy. Absorpční spektrum je způsobeno selektivním pohlcováním světla atomy ve vnější plynové obálce kolem supernovy. V této "směsici" měřeného záření některé spektrální čáry interferují s jinými nebo jsou "přehlušeny" zářením pozadí - jsou špatně viditelné. Vedle spektrálních čar neutrálních atomů, např. vodíku H_a,b,g, sodíku Na I, vápníku Ca I, kyslíku O I, jsou nejčasteji patrné spektrální linie ionizovaných atomů: 1-krát , např. Ca II, Si II, Fe II, Co II; nebo 2-krát, např. Fe III, Co III.
U supernov byla na spektrometrii založena jejich astronomická klasifikace (níže v pasáži "Typy supernov a jejich astronomická klasifikace"). Supernovu se prakticky téměř nikdy nedaří pozorovat a měřit od samého začátku exploze, ale až někde v okolí maximálního jasu a pak v různých fázích poklesu.
U termonukleárních supernov (typu Ia) se v rané fázi nepozorují spektrální čáry vodíku ani hélia, neboť bílý trpaslík z něhož vznikla supernova, nemá obal z těchto plynů, které hvězda "odfoukla" již předtím ve stádiu rudého obra. Vyskytují se však čáry křemíku Si II 6347, 6371 A. V pozdější fázi, v rozpínající se mlhovině, jsou vidět spektrální čáry železa Fe II, III a kobaltu Co II, III, pocházející. z kobaltu a železa vznikajícího při radioaktivních přeměnách niklu ⁵⁶Ni.

Ukázky přibližného tvaru optických spekter supernov typu Ia a typu II v různých časových obdobích po explozi.
Pozn.: Jedná se jen o ilustrační tvary spekter vytvořené zprůměrování několika změřených spekter konkrétních supernov pomocí grafického editoru.

Ve spektrech supernov s kolapsem jádra typu II jsou, v období maxima i v pozdější fázi sestupu, silně zastoupeny emisní spektrální čáry vodíku (Balmerovy linie H_a,b,g), pocházející z rekombinace vodíkového obalu kolem hvězdy. V pozdější fázi jsou pozorovány i linie Fe II, Na I, Ca II. Pokud se podaří změřit i rané období exploze, je pozorována i spektrální čára He I. Supernovami s kolapsem jádra jsou i typy Ib a Ic, kde chybí spektra vodíku (i křemíku). Ve spektrech supernov typu Ib jsou viditelné spektrální čáry hélia, u typu Ic jsou spektrální čáry hélia slabé nebo chybí.
Neutronová hvězda
U supernovy typu II po vyzáření obrovské energie během několika měsíců zůstane na místě původní hvězdy její jádro zhroucené do kompaktního útvaru průměru jen několika kilometrů a nepředstavitelné hustoty řádu 10¹⁴g/cm³ (jaderné hustoty), složené převážně z neutronů - neutronová hvězda. Dalšímu smršťování pak zabraňuje Fermiho tlak degenerovaného neutronového plynu, způsobovaný Pauliho vylučovacím principem pro fermiony.
Pozn.:Velmi hmotná hvězda však svým gravitačním smršťováním může překonat Pauliho vylučovací princip. Neutrony se k sobě přiblíží na tak malou vzdálenost, že se uplatní asymptotická volnost silné interakce mezi kvarky. Neutronová látka se "roztaví" na směs volných kvarků a gluonů - kvark-gluonovou plasmu - viz níže "Vnitřní struktura neutronových hvězd". A při ještě větší hmotnosti již gravitační smršťování nemůže zastavit žádná protisíla, dochází k úplnému gravitačnímu kolapsu (je podrobněji vylíčeno níže v části "Úplný gravitační kolaps. Černá díra.").
Místo kde vybuchla supernova je obklopeno rychle rozpínající se mlhovinou z odvržených vnějších částí hvězdy. Velmi známá je Krabí mlhovina, která je pozůstatkem po výbuchu supernovy pozorovaném v r.1054 čínskými astronomy :


Výbuch supernovy pozorovaný v r.1054 v Číně. Dnes je na tom místě pozorována Krabí mlhovina obsahující uvnitř pulsar - rychle rotující neutronovou hvězdu.

Destrukce planetární soustavy
Pokud původní hvězda měla planetární soustavu, bude při výbuchu supernovy pravděpodobně zničena. Blízké vnitřní planety se obrovským tokem energie většinou vypaří a jejich plyn je tlakem záření rozfouknut do mezihvězdného prostoru. Oběžné dráhy vzdálenějších planet se stanou nestabilní v důsledku ztráty značné části hmotnosti hvězdy při výbuchu supernovy. Z plynového disku kolem neutronové hvězdy však mohou znovu kondenzovat protoplanety a později vznikat i nové (exo)planety..?..
Supernovy - kosmičtí zabijáci i tvůrci nových životodárných světů !
Výbuch supernovy je největší katastrofa, jaká může těžké hvězdy postihnout. Je při něm zničena nejen vlastní hvězda, ale jsou rozmetány a vypařeny i příp. obíhající planety, mohou být odmrštěny i blízké partnerské hvězdy (ve dvojhvězdném či vícenásobném systému). Z hlediska jaderné fyziky lze říci, že výbuch supernovy je mimo jiné i největší radiační havárií ve vesmíru! Kdyby některá z okolních hvězd (ve vzdálenosti desítky světelných let) vybuchla jako supernova, naši Zemi by zasáhla tak intenzívní radiace, že by více než 100-násobně překročila smrtelnou radiační dávku pro člověka (viz §5.6, pasáž "Astrofyzika a kosmologie: - lidská beznaděj ?")..!.. Výbuch supernovy "vysterilizuje" široké okolí mnoha světelných let ve vesmíru, kde život po dlouhou dobu nebude možný.
Na druhé straně však tyto destruktivní a vražedné supernovy "pozitivně" přispívají k další evoluci hmoty ve vesmíru. Oblak vyvržený supernovou obsahuje velké množství těžkých prvků - včetně biogenních, kterými obohatí okolní mezihvězdnou látku. Při výbuchu dále vznikne mohutná rázová vlna, která může stlačovat plynná oblaka v okolním vesmírném prostoru. To může zahájit gravitační kontrakci těchto plyno-prachových mračen, která může vyústit ve vznik nových mladých hvězd, obohacených o těžší prvky. V planetárních systémech kolem takových hvězd se pak v principu může vyvinout život (je podrobněji diskutováno v části "Vznik a evoluce života") práce "Antropický princip aneb kosmický Bůh"). Bez kataklyzmatických výbuchů supernov bychom tady asi nebyli..!.. Obecný význam supernov pro vesmír je diskutován níže v pasáži "Astrofyzikální význam supernov".
Typy supernov a jejich astronomická klasifikace
Pod supernovami se v astronomii rozumí extrémně jasné hvězdné objekty explozivní povahy, které se na obloze náhle objeví a jejichž jas pak v průběhu týdnů až měsíců opět klesá o mnoho řádů. Název je odvozen od lat. slova nova, tj. nový, neboť to vizuálně vypadalo, že se "zrodila nová hvězda" (stella nova - nová hvězda). Nyní však víme, že se ve skutečnosti jedná o pravý opak - o projev zániku staré hvězdy, která dospěla do závěrečných fází svého života a nevratně se přeměňuje na objekt od běžných hvězd podstatně odlišný. V předchozím §4.1, v pasáži o základní evoluci hvězd, byly zmíněny nestability, pulzace a "menší" exploze hvězdy, které vedou k náhlému zjasnění slabší hvězdy; tento jev je astronomicky pozorován jako nova - původní hvězda v menších dalekohledech není většinou patrná, vypadá to jako zrod "nové hvězdy". Název supernova vyjadřuje, že se jedná o mnohem grandióznější vesmírný úkaz.
Nejstarší dochované záznamy o pozorování supernovy pocházejí z r.1006 z Egypta a Mezopotámie, nejproslulejší je výše zmíněná supernova z r.1054 pozorovaná v Číně (dala vznik Krabí mlhovině), dále z r.1181 v Číně a Japonsku. Významná byla supernova v r.1522, kterou pozoroval Tycho Brahe a nazval ji "nova stella" a dále supernova z r.1604, kterou pozoroval J.Keppler a kterou zmínil i Galilei jako argument proti tehdejšímu dogmatu o neměnnosti nebes, tradovaného z Aristotelovského období *). Velmi významné je nynější pozorování supernovy SN1987A ve Velkém Magellanově oblaku, které probíhá kontinuálně, včetně zachycení neutrin v zařízení SuperKamiokaNDE (viz pasáž "Neutrina" v §1.2 "Radioaktivita" monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"), což umožňuje testovat současné teorie formování a dynamiky výbuchu supernov.
*) Výbuch supernovy je z astronomického hlediska velmi krátká, rychlá a pomíjivá událost, kterou podrobně pozorovat a analyzovat není snadné. Výše zmíněná historická pozorování supernov se odehrávala vizuálně buď přímo, nebo na malých jednoduchých dalekohledech, bez možnosti kvantifikace a spektrální analýzy. Pozorovací údaje jsou proto jen velmi hrubé a neúplné. I nynější pozorování často nestačí zachytit počáteční období výbuchu, před dosažením maxima jasu.
Astronomie však nabízí určitou možnost "retrospektivního" pozorování výbuchu supernovy. Výbuch, doprovázený obrovsky intenzívním zářením, probíhá nejen směrem k nám, ale i směrem opačným, ke vzdálenějším oblastem. V těchto vzdálenějších oblastech může záření zasáhnout nějaký oblak mezihvězdného prachu, který pak bude vyzařovat sekundární (daleko slabší) záření stejného časového průběhu a spektra, jako bylo primární záření supernovy. Toto záření pak v zásadě můžeme analyzovat dodatečně a později, podle vzdálenosti příslušného oblaku. Další perspektivní možností je pozorování obrazů supernovy rozštěpených gravitační čočkou (§4.3, pasáž "Gravitační čočky ve vesmíru"), přicházejících s různými časovými posuny.
Astronomické pojmenování supernov se skládá ze zkratky "SN", roku objevu a nakonec příp. písmena abecedy označujícího pořadí při více supernovách objevených ve stejném roce - např. zmíněná SN1054, nebo nynější SN1987A. Nyní je pomocí velkých dalekohledů každoročně pozorováno několik supernov ve vzdálenějších galaxiích.
Jak často vybuchují supernovy ? - nepřetržitý miliardy let trvající kosmický ohňostroj !
Donedávna byly supernovy považovány za raritní události, pozorované v hlubokém klidu noční oblohy zhruba jednou za staletí. Je to však jen optický klam způsobený třemi okolnostmi :
×Obrovská rozlehlost vesmíru, v němž jsou hvězdy rozmístěny velmi řídce; naprostá většina hvězd je od nás nesmírně daleko.
×Dlouhá doba života hvězd - miliony a miliardy let.
×Velmi krátká doba trvání výbuchu supernovy - hodiny, dny, měsíce.
Naprostá většina výbuchů supernov probíhá velmi daleko od nás (miliardy světelných let). Takže přesto, že na vrcholu své aktivity mohou supernovy zazářit jasněji než miliarda našich Sluncí, nemůžeme je vidět buďto vůbec, nebo se nám jeví jako nepatrné světelné prášky, které na rozlehlé hvězdné obloze snadno přehlédneme. Pouze ty supernovy, které vybuchnou v naší Galaxii, můžeme pozorovat přímo očima (to je v intervalu stovky let); v okolních galaxiích pak astronomickými dalekohledy (několik supernov za rok). Extrapolace astronomických pozorování *), jakož i astrofyzikální analýza doby života hmotnějších hvězd - ve vztahu k jejich počtu ve vesmíru - vede k odhadu, že zhruba každých několik sekund (a možná i v průměru jednou za sekundu!) někde v našem pozorovatelném vesmíru vybuchne nějaká supernova. S trochou nadsázky lze říci, že toto množství supernov tvoří nepřetržitý, miliardy let trvající "kosmický ohňostroj" - ovšem nesmírně rozřeďený v obrovském prostoru vesmíru...
*) Připravují se speciální dalekohledy vybavené robotickými systémy pro prohledávání velkých pásů oblohy, na nichž budou detekovat jakékoli zdroje, které se nově objeví. Umožní to zaregistrovat mnoho vzdálených supernov, které by unikly pozornosti velkých teleskopů s úzkým zorným polem.
Čtyři různé mechanismy výbuchu supernovy
Současná jaderná astrofyzika předkládá čtyři možné, diametrálně odlišné, scénáře výbuchu supernovy :
1.Klasický Chandrasekharův scénář podrobněji vyložený výše: po překročení hranice nestability jsou při prudkém smršťování nitra hvězdy elektrony pohlcovány atomovými jádry za vzniku neutronů. Klesající Fermiho tlak mizejících elektronů vede k implozi hvězdy, přičemž vzniká neutronová hvězda.
2.Termonukleární expoloze hvězdy: enormním zvýšením tlaku a teploty při smrštění dojde k překotné termonukleární reakci slučování uhlíku a kyslíku v celém objemu smrštěné hvězdy, přičemž uvolněná energie vede k "rozmetání" hvězdy. To se projeví jako výbuch supernovy typu Ia. Uvnitř vzniklého prudce expandujícího oblaku při tomto mechanismu není přítomna neutronová hvězda.
3.Termonukleární expoloze hvězdy v důsledku e^-e⁺-párové nestability (proces je podrobněji diskutován v §4.2, pasáži "Tvorba elektron-pozitronových párů").
4.Gravitační kolaps centrální části hvězdy do černé díry, pokud je zbylá hmotnost M' větší než tzv. Oppenheimerova-Landauova mez 2,5 M_¤ (je podrobně diskutováno níže "Úplný gravitační kolaps. Černá díra.").
Různé mechanismy vzniku supernov si stručně budeme diskutovat níže v souvislosti s astronomickým rozdělením supernov :
Astronomická klasifikace supernov
vznikala v době, kdy ještě nebyly známy děje tam probíhající, takže nemá jasnou a logickou souvislost s mechanismy jevů dávajících vznik supernovám. Supernovy se astronomicky klasifikují podle přítomnosti spektrálních čar různých prvků ve spektru jejich záření a podle tvaru světelné křivky (křivky časového průběhu magnitudy supernovy, především dynamiky poklesu jasu). Pokud spektrum supernovy neobsahuje čáry vodíku, je klasifikována jako typ I, pokud obsahuje Balmerovy čáry vodíku, označuje se jako supernova typu II. Každá z těchto dvou kategorií se ještě podrobněji dělí na podskupiny podle přítomnosti jiných spektrálních čar nebo tvaru světelné křivky. Supernovy typu Ia ve svém spektru neobsahují ani čáry hélia, ale je přítomna absorbční čára křemíku (Si II na 615 nm), zvláště v oblasti vrcholu jasu. Supernovy typu Ib obsahují čáru hélia (He I na 587,6 nm), typ Ic ji neobsahuje. Supernovy typu II se dělí na typ II-P s plochou světelnou křivkou a typ II-L s lineárním poklesem světelné křivky.
Z hlediska astrofyzikální podstaty je tato klasifikace v podstatě irelevantní. Výstižnější je dělení na dva typy: "termonukleární supernovy" pro typ Ia a "supernovy s kolapsem jádra" pro typy Ib, Ic a II, které rozlišuje vnitřní mechanismus, nikoli jak vypadají při vzdáleném pozorování... Bylo rozlišeno hned v úvodní pasáži této části "Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary." .
Procesy vzniku supernovZ hlediska dynamiky vzniku a mechanismu můžeme supernovy rozdělit na tři (popř. 4) základní druhy :

Tvorba elektron-pozitronových párů; Termonukleární exploze hvězdy
Tlak elektromagnetického záření, generovaného rozžhavenýmy plyny (plasmou), je důležitou silou udržující rovnováhu hvězdy proti vlastní gravitaci. Fotony tohoto záření Comptonovým rozptylem předávají energii elektronům, zvyšují jejich hybnost - vzniká tlak. Čím vyšší teplota, tím je intenzívnější záření a větší jeho tlak. U velmi hmotných hvězd (> ~150M_¤) v závěrečných stádiích (při spalování uhlíku, kyslíku, křemíku) teplota v jejich nitru dosahuje ~10¹⁰°K, což způsobuje že žhavý plyn generuje záření nejen velké intenzity, ale i vysoké energie; značná část fotonů bude mít energii mnohem vyšší než 1MeV. V takovém případě se začne uplatňovat nový jev: tvorba elektron-pozitronových párů. Vysokoenergetické fotony g se při elektromagnetické interakci s atomovými jádry přeměňují na dvojice elektronu a pozitronu: g ® e^- + e⁺ (z hlediska jaderné a radiační fyziky je tento mechanismus blíže popsán v §1.6, část "Interakce záření gama a X", obr.1.6.3, monografie "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"). Fotony zanikají a jejich energie je "uvězněna" v klidové hmotnosti elektronů a pozitronů, které mají poměrně nízké kinetické energie a vykazují podstatně nižší tlak než fotony ze kterých vznikly. Zaniká tedy značná část fotonů, jejichž tlak chránil hvězdu před zhroucením vlastní gravitací. To vede ke smršťování jádra hvězdy, čímž s teplotou dále roste energie fotonů a zvyšuje se účinnost jejich zániku tvorbou e^-e⁺-párů. To je výrazně nestabilní situace, jádro hvězdy se začne rychle hroutit, hustota a teplota prudce vzroste a zažehnou se intenzívní termonukleární reakce - fúze jader kyslíku, křemíku, ... V hroutícím se jádře hvězdy se během několika minut explozívně uvolní kolosální jaderná energie, která může přesáhnout celkovou gravitační vazbovou energii hvězdy. Nastane termonukleární výbuch supernovy, při němž je hvězda úplně "rozmetána" a zůstane po ní jen rychle se rozpínající oblak plynů, tvořený (kromě výchozího vodíku a hélia) množstvím prvků, které se syntetizovaly při "pokojné" i explozivní fázi hvězdy.
Touto e^-e⁺-nestabilitou a následující překotnou fúzí vedoucí k termonukleární explozi by se některé velmi hmotné hvězdy mohly vyhnout kompaktifikaci a očekávanému nevyhnutelnému osudu neutronové hvězdy nebo černé díry. Uvedený scénář můžeme považovat jen za hypotetickou možnost, zatím nepodloženou astronomickými pozorováními. Jaderná astrofyzika ho navrhuje pro hvězdy s hmotností cca 150-250 M_¤. Mohl by se snad uplatnit u velmi hmotných hvězd 1.generace, vznikajících v období 100-200 miliónů let po velkém třesku z hustých oblaků vodíku a hélia. Od "běžného" výbuchu supernovy (I. či II. typu - viz příští §4.2, pasáž "Typy supernov a jejich astronomická klasifikace") by se termonukleární exploze vyvolaná e^-e⁺-párovou nestabilitou lišila ve čtyřech důsledcích :
-> Výbuch by byl celkově mohutnější, s poněkud pomalejším náběhem a podstatně delším dozníváním světelné křivky.
-> Nedošlo by k mžikovému vyzáření kolosálního množství neutrin.
-> V rozpínajícím se oblaku by bylo menší zastoupení velmi těžkých prvků (těžších než železo), zato však velké množství středně těžkých prvků vzniklých ve hvězdě. Na rozdíl od běžné supernovy, kde je většina syntetizovaných prvků zničena a uvězněna v neutronové hvězdě, jsou zde vyvrženy všechny "uvařené" prvky; dochází k účinnějšímu obohacení vesmíru těžšími prvky při kosmické nukleogenezi.
-> V nitru rozpínající se mlhoviny by se nenacházela neutronová hvězda (pulzar) ani černá díra.

Astrofyzikální význam supernov
Výbuch supernovy, který patří k těm nejmohutnějším a nejdramatičtějším jevům jaké ve vesmíru pozorujeme, má několik důležitých astrofyzikálních důsledků :
× Chemický vývoj vesmíru
Především, supernovy přispívají k chemickému vývoji vesmíru - vyvržená látka obohacuje okolní kosmický prostor o těžší prvky, které byly syntetizovány v nitru hvězdy při termonukleárních reakcích (jak bylo podrobněji rozerbíráno v §4.1, část "Termonukleární reakce v nitru hvězd"). Tyto vyvržené těžší prvky se ve vesmíru mohou stát součástí budoucích generací hvězd a planet. Obrazně lze říci, že při kosmické nukleogenezi si hvězdné generace "předávají štafetu" prvků, vzniklých při zániku staré generace, pro tvorbu dalších těžších prvků hvězdami nové generace. Díky této nukleosyntéze je zde i živá příroda a my lidé - bez uhlíku z nitra hvězd a výbuchu supernov bychom jako uhlíková forma života nemohli existovat! My všichni jsme z hvězdného popela...
Supernovy typu Ia, které vznikají z bílých trpaslíků hmotnosti 1,4 M_¤, obohacují okolní prostor především o ulík, kyslík a další lehčí prvky (v méně masivních hvězdách jsou konečným produktem termonukleární fúze především uhlík a kyslík). Supernovy typu II, vznikající z masívních hvězd, v jejichž nitru byly syntetizovány i těžší prvky až po železo, obohacují okolní vesmír o tyto těžké prvky - a ještě o těžší: Při výbuchu supernovy se totiž uvolňuje velké množství neutronů, které se během několika sekund účinně zachycují v jádrech expandujících vrstev, kde vznikají těžká jádra bohatá na neutrony. Jejich opakovanými b^--přeměnami vznikají v rozpínajícím se obalu těžká i velmi těžká jádra (včetně uranů a transuranů). Tímto rychlým zachycováním neutronů, zvaným r-proces, se ve vesmíru vytvořila zhruba polovina všech prvků těžších než železo (viz sylabus "Kosmická alchymie" nebo pasáž "Kosmická alchymie - jsme potomky hvězd!" v monografii "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"). Zbylá polovina jich vzniká s-procesem pomalé neutronové fúze v nitru těžkých hvězd v pozdních stádiích jejich termonukleárního vývoje (jak bylo uvedeno v §4.1, část "Termonukleární reakce v nitru hvězd", pasáž "Zachycování neutronů a vznik těžkých prvků").
Zvláště účinná nukleogeneze se dá očekávat při výbuchu rychle rotujících supernov se silným magnetickým polem, kde je velké množství plasmy bohaté na neutrony vyvrhováno a probíhá v ní intenzívní r-záchyt neutronů. Dochází tím k výraznému obohacování vyvrhované látky o těžká jádra až po urany. Vlivem magneto-hydrodynamických procesů je tato obohacená látka do okolního prostoru vyvrhována velkou rychlostí v úzkých kuželech polél rotační osy.
× Kosmické záření
Obrovské množství záření a energetických částic emitovaných při výbuchu supernovy se rozlétá do prostoru a je patrně důležitým zdrojem kosmického záření šířícího se vesmírem - viz pojednání "Kosmické záření" ve shora zmíněné monografii; v §4.8 "Astrofyzikální význam černých děr" uvidíme, že dalším možným zdrojem kosmického záření mohou být mohutné výtrysky (jety) z nitra rotujících akrečních disků kolem masívních černých děr.
× Stimulace vzniku hvězd
Rázová vlna vzniklá při explozi supernovy může v okolní mezihvězdné hmotě stimulovat gravitační kontrakci plynoprachových oblaků a tím posléze vznik dalších hvězd.
Neutronové hvězdy - trvalé zničení a uvěznění těžkých prvků ?
Jak bylo výše diskutováno, výbuch supernovy "osvobodí" těžší prvky, termonukleárně syntetizované hvězdou a vyvrhne je do okolního vesmíru. Pokud při výbuchu supernovy zkolabuje jádro hvězdy, v němž je obsažena největší část jader těžkých prvků ze stelární nukleosyntézy, do neutronové hvězdy, jsou tato jádra zničena a jejich neutronizované "pozůstatky" jsou navždy uvězněny mohutnou gravitací uvnitř neutronové hvězdy - pro kosmickou nukleogenezi jsou tak "ztraceny". Toto však platí jen pro osamocené neutronové hvězdy. Pokud jsou neutronové hvězdy součástí binárního (či vícenásobného) systému, pak při jejich vzájemném obíhání jsou generovány gravitační vlny odnášející postupně kinetickou energii oběžného pohybu, čímž se obíhající tělesa k sobě postupně přibližují, až nakonec splynou. Při tomto splynutí neutronových hvězd může být vyvrženo velké množství neutronové látky, která okamžitě exploduje (rychlá dekomprese z jaderné hustoty) a "nukleonizuje" za vzniku jader těžkých prvků.
V §4.8, pasáž "Srážky a splynutí neutronových hvězd", je diskutována tato možnost vzniku těžkých prvků při kolizích a splynutí "již hotových" neutronových hvězd (po mnoha milionech let) v binárních systémech dvou neutronových hvězd (nebo neutronová hvězda + černá díra) mechanismem "nukleonizace" vyvržené neutronové látky. Jedná se o "dodatečný" vznik těžších prvků z látky, která by jinak pro chemický vývoj vesmíru byla ztracena..!..
Kdy můžeme očekávat pozorovatelný výbuch supernovy ?Ve shora uvedené diskusi "Jak často vybuchují supernovy ? - nepřetržitý miliardy let trvající kosmický ohňostroj !" jsme si uvedli poměrně vysokou astronomicky pozorovanou frekvenci výbuchu supernov v pozorovaném vesmíru. Naprostá většina těchto událostí však nastává v miliardy světelných let vzdáleném vesmíru. Relativně brzký výbuch supernovy, v časovém horizontu řádu milionů let, lze očekávat u velmi hmotných hvězd pozorovaných ve fázi rudého obra *). Takové "staré" hvězdy, na konci svého života, již ve svém nitru spálily všechen vodík, jejich obálka se silně "nafoukla" a ochladla a ve smršťujícím se jádře dochází k termonukleárnímu "spalování" hélia a dalších těžších prvků (jak bylo podrobněji vyloženo v předchozím §4.1, část "Termonukleární reakce v nitru hvězd"). Toto energeticky méně "vydatné" palivo stačí již jen na několik miliónů let. Jakmile se všechno spálí, dojde k rychlému zhroucení hvězdy do neutronové hvězdy nebo černé díry, za obrovského výbuchu supernovy typu II.
*) Jednou z takových "ohrožených" relativně blízkých značně hmotných hvězd je Betelgeuse v souhvězdí Orionu, vzdálený od Země asi 600 světelných let. Je to rudý veleobr velikosti asi 1000 slunečních poloměrů, svítivost má cca 100 000-krát větší než naše Slunce, hmotnost činí asi 15-20 M_¤. Spektrální třída vyzařování M1-2 IAB ukazuje, že se hvězda nachází již ve velmi pokročilé fázi svého vývoje. Toto období červeného veleobra je vysoce nestabilní, je to předstupeň k zániku výbuchem supernovy; naznačuje to i pozorovaná proměnnost hvězdy (s polopravidelnou periodou asi 6 let). Výbuch Betelgeuse jako supernovy typu II-P se dá očekávat do cca 1 milionu let! Když se tak stane, bude tato supernova nejjasnějším objektem noční oblohy (možná jasnějším než Měsíc) a po 2-3 měsíce bude vidět jako jasný svítící bod i na denní obloze. Rotační osa Betelgeuse naštěstí není natočena směrem k Zemi, takže nás patrně neohrozí intenzívní záblesk ionizujícího záření (srov. následující odstavec "Nebezpečí od supernov").
Dále může výbuch supernovy - typu Ia - nastat u některého z četných binárních systémů bílého trpaslíka a normální (či obří) hvězdy přetékáním hmoty, mechanismem popsaným výše (v části "Typy supernov a jejich klasifikace").
Nebezpečí od supernov
Při výbuchu supernovy se uvolňuje tak obrovské množství zářivé energie, že kdyby některá z bližších či "sousedních" hvězd v naší Galaxii vybuchla jako supernova, intenzívní ionizující záření by mohlo vážně ohrozit existenci života zde na Zemi! - otázky ohrožení života kosmickým zářením jsou diskutovány v závěru již zmíněného pojednání "Kosmické záření", pasáž "Biologický význam kosmického záření".

Silné magnetické pole neutronových hvězd
Díky zákonu zachování rotačního momentu hybnosti hvězdy při smršťování budou bílí trpaslíci a zvláště neutronové hvězdy velmi rychle rotovat - jedna až několik set otáček za sekundu (možné vysvětlení tak vysokých otáček viz níže "Pulsary"). Neutronové hvězdy mohou mít též velmi silné magnetické pole. Jak již bylo zmíněno v předchozím §4.1, pasáž "Kompaktní objekty", vlivem smršťování hvězdy ve finálních stádiích dochází i ke stlačování magnetických siločar původního pole a prudkému růstu intenzity (indukce) magnetického pole v blízkosti tohoto objektu. I relativně slabé magnetické pole normální hvězdy, které je řádově B»10^-4 T, tak vlivem "zhušťování siločar" (za předpokladu, že 4pR²B»const.) při kontrakci vzroste u povrchu na obrovskou hodnotu B»10⁸ Tesla i vyšší.
Magnetar
Pokud neutronová hvězda rotuje velkou rychlostí (frekvencí), může magnetohydrodynamickým efektem v některých případech intenzita (indukce) magnetického pole neutronové hvězdy dosáhnout i extrémních hodnot »10¹⁰-10¹²Tesla. Neutronová hvězda s takto mimořádně silným magnetickým polem se nazývá magnetar. Rotující silně zmagnetovaná neutronová hvězda se chová jako mohutný "alternátor", který mění část mechanické rotační energie na energii proměnného elektromagnetického pole. Magnetické pole tím slábne a magnetar se postupně stává běžnou neutronovou hvězdou. Mechanické změny či poruchy v kůře takové neutronové hvězdy (obdoba zemětřesení - "hvězdotřesení") mohou vést k náhlému přeuspořádání magnetických siločar ("magnetotřesení"), což v okolní plasmě indukuje mohutné magnetohydrodynamické proudy vedoucí k silnému zahřátí a uvolnění energie - je to doprovázeno krátkým, ale velice intenzívním zábleskem elektromagnetického záření, radiovln včetně X a g-záření.

P u l s a r y - ryche rotující neutronové hvězdy
V r.1968 na radioastronomické observatoři v Cambridge odborníci pod vedením A.Hewishe (impulsy měřila především J.Bellová) při zkoumání rádiových signálů z vesmíru zaregistrovali velmi pravidelné impulsy, přicházející s nanosekundovou přesností. Jejich zdrojové objekty byly nazvány pulsary (zkratka "pulzující rádiový zdroj", či "zdroj vysílající rádiové impulsy"). Jevilo se to tak podivné, že někteří astronomové se dokonce zpočátku domnívali, že by mohlo jít o signály jiných civilizací, které byly tehdy často diskutované. Nakonec se však Hevish a další astronomové přiklonili k názoru, že se jedná o velmi rychle rotující kompaktní hvězdy - neutronové hvězdy. Periody většiny pulsarů se pohybují od 0,03 sec.*) do 4 sekund. Žádná normální hvězda není schopna rotovat tak rychle, aniž by ji roztrhaly odstředivé síly. Musí jít o vysoce kompaktní objekt s vysokou hmotností, jehož setrvačnost zajišťuje tak vysokou stabilitu rotační frekvence, odolnou vůči okolním vlivům; žádný jiný mechanismus (třebas pulzace) by toto nedokázal. A jedině neutronová hvězda díky silné gravitaci "vydrží" velmi rychlou rotaci (až cca 600 otáček/sec.), bez roztrhání odstředivými silami.
*) Vznik tak rychlé rotace je obtížné vysvětlit rotačním momentem hybnosti původní hvězdy. Možným mechanismem "dodatečného roztočení" neutronové hvězdy by mohla být akrece plynu, přitékajícího např. z korotujícího souputníka v dvojhvězdném systému. Tento plyn by vytvořil kolem neutronové hvězdy akreční disk a při pohlcování neutronovou hvězdou by vnášel dodatečný moment hybnosti (srov. s analogickým mechanismem "roztáčení" černé díry akrečním diskem, diskutovaným v §4.8, část "Akreční disky kolem černých děr"). Osamocené neutronové hvězdy mají periody delší, řádu desetin až jednotek sekund.

Obr.4.3. Pulsar jako rychle rotující neutronová hvězda.
a) Globální majákový model neutronové hvězdy jako nakloněného magnetického rotátoru.
b) Vznik synchrotronového záření při pohybu relativistického elektronu v magnetickém poli. Elektron se chová jako zářící "reflektor" obíhající po spirálové dráze.
c) Poněkud detailnější model pulsaru ukazuje, že záření nevzniká při povrchu neutronové hvězdy, ale v její magnetosféře na rozhraní mezi stacionární plasmou a rotující plasmou strhávanou neutronovou hvězdou.

Za rychle rotující neutronové hvězdy jsou tedy nyní považovány pulsary. Mechanismus toho, proč u pulsarů pozorujeme velmi pravidelné rychlé záblesky záření, není dosud do všech detailů znám. Tzv. majákový model (obr.4.3) vysvětluje pulsar jakožto neutronovou hvězdu se silným "zamrzlým" magnetickým polem, která rotuje kolem osy svírající určitý malý úhel s osou magnetického pole. Vzájemné působení rychle rotujícího magnetického pole s elektricky nabitými částicemi v plasmě obklopující neutronovou hvězdu urychluje elektrony na relativistické rychlosti. Tyto urychlené elektrony pohybující se v silném magnetickém poli jsou pak zdrojem silného synchrotronového záření *) vyzařovaného anizotropně v úzkém kuželu ve směru magnetické osy. Takto vyzařované elektromagnetické záření pak "zasahuje" vzdáleného pozorovatele v pravidelných intervalech (rovných periodě rotace neutronové hvězdy), podobně jako kužel světla rotujícího reflektoru majáku. Urychlování nabitých částic se ovšem děje na úkor rotační energie neutronové hvězdy, což přispívá k tomu, že perioda pulsaru se zvolna prodlužuje (viz níže pasáž "Plynulé a náhlé změny rotační rychlosti pulsarů").
*) Záření vznikající při pohybu relativistické nabité částice po zakřivené dráze v magnetickém poli je nazýváno synchrotronovým proto, že bylo poprve pozorováno v r.1947 na 70 MeV synchrotronu. Mechanismus vzniku synchrotronového záření je nastíněn v §1.6, pasáž "Cyklotronové a synchrotronové záření" knihy "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření".
Neutronové hvězdy jsou pravděpodobně též velmi intenzívními zdroji dlouhovlnného elektromagnetického záření magneto-dipólového charakteru, generovaného na frekvenci dané rotací. Z elektrického hlediska se rotující zmagnetovaná neutronová hvězda chová jako mohutný "alternátor", který mění část mechanické rotační energie na energii proměnného elektromagnetického pole, odnášenou dlouhovlnnými elektromagnetickými vlnami. Zde na Zemi však toto záření nelze detekovat vzhledem k opacitě mezihvězdné plasmy; i když je tato plasma velmi řídká, vzhledem k veliké vzdálenosti zdroje je dlouhovlnné elektromagnetické záření prakticky úplně absorbováno.
Radiové pulsary
Vzhledem ke svému velmi slabému světelnému vyzařování neutronové hvězdy nejsou opticky pozorovatelné, můžeme registrovat jen jejich záření jako radiových pulsarů. "Osamocené" neutronové hvězdy můžeme takto pozorovat jen pokud jsou poměrně mladé. Intenzita tohoto záření pulsaru postupně klesá (jak mizí ionizovaná plasma v okolí neutronové hvězdy), takže starší neutronové hvězdy jsou těžko pozorovatelné. Pokud jsou však neutronové hvězdy součástí těsných dvojvězd s přetékáním plynů, pak při pádu této látky na neutronovou hvězdu se uvolňuje velké množství gravitační energie, která se přeměňuje na tepelný pohyb částic - plyn se zahřívá na teploty milionů stupňů, takže září i v rentgenovém oboru spektra :
Rentgenové pulsary
Kromě obvyklých radiových pulsarů jsou v mnohem menším množství pozorovány i rentgenové pulsary, které emitují pravidelné krátké záblesky X-záření. Perioda záblesů je v průměru poněkud delší než i rádiových pulzarů - od cca 0,1 sekundy, většinou několik sekund až cca 10 minut. Bývá též poněkud více proměnná, jednak pravidelně v důsledku Doplerova efektu při vzájemném oběhu v dvojhvězdném systému, dále se též projevuje pokles frekvence předáváním momentu hybnosti z pomalejšího akrečního plynu na rychlejší neutronovou hvězdu. První rentgenový pulsar Centaurus X-3 byl pozorován v r.1967, s upřesněním pomocí rentgenové družice Uhuru v r.1971.
Rentgenové pulsary jsou neutronové hvězdy se silným magnetickým polem, které jsou součástí dvojhvězdy s dosud aktivní hvězdou. Tato aktivní hvězda dodává neutronové hvězdě ionizovaný plyn, který je silným magnetickým polem směrován k magnetickým pólům a gravitací intenzívně urychlován. Na povrchu neutronové hvězdy, kam dopadá vysokou rychlostí (až c/2), se uvolňuje velké množství energie - vznikají zde "horké skvrny" v nichž teplota dosahuje milionů stupňů, dochází k emisi záření v rtg oboru spektra. Pokud je magnetická osa nakloněna vzhledem k ose rotace, při rotaci neutronové hvězdy jsou podle "majákového modelu" pozorovány periodické pulsy X-záření, které "zasahuje" vzdálené pozorovatele.
Způsob "zásobování" neutronové hvězdy plynem z binárního partnera může být dvojí :
-->U slabších rentgenových pulsarů je to zářením poháněný hvězdný vítr z aktivní hvězdy (většinou mladé obří hvězdy), v jehož "záplavě" neutronová hvězda obíhá a neustále gravitačně pohlcuje částice tohoto ionizovaného plynu. Silné magnetické pole je směruje do polárních oblastí, kde se uvolňuje velká energie, s emisí X-záření.
-->U silných rtg pulsarů se jedná o těsný binární systém, kde neutronová hvězda gravitací intenzívně "vysává" velké množství hmoy ze sousední hvězdy. Prochází vnitřním Lagrangeovým bodem L1, tvoří akreční disk, který se spirálově stáčí dovnitř na neutronovou hvězdu a silné magnetické pole ho směruje do polárních oblastí neutronové hvězdy, kam dopadá vysokou rychlostí. Při dopadu na povrch neutronové hvězdy se uvolňuje velké množství energie, teplota dosahuje milionů stupňů, dochází k emisi záření v rtg oboru spektra. Při dostatečně masívní akreci může nastat velmi vysoká luminozita rentgenového pulsaru (příp. ještě umocněná směrovým geometrickým efektem úzkého vyzařovacího kuželu). Takovým extrémně zářivým rtg pulsarem je M82 X-2 s luminositou cca 10⁷ L_¤ !

Vnitřní struktura neutronových hvězd
Přímo prozkoumat (vizuálně či experimentálně) nitro neutronové hvězdy je principiálně nemožné pro jakéhokoli pozorovatele složeného z nám známých forem hmoty. Zevnitř neutronové hvězdy se ven nedostane žádný elektromagnetický signál, nelze odebrat žádný vzorek neutronové látky (neutrina a gravitační vlny, které by se teoreticky mohly dostat ven z neutronové hvězdy, vzhledem k absenci jaderných reakcí a k axiálně symetrické rotaci v neutronové hvězdě nevznikají). Vnitřní stavbu neutronových hvězd se proto můžeme pokusit rekonstruovat pouze teoreticky na základě analýzy vlastností látky, z níž jsou neutronové hvězdy složeny - její stavové rovnice, gravitačního, jaderného, mechanického a hydrodynamického chování. Na základě současných znalostí v těchto oblastech (viz též níže "Chování látky za vysokých tlaků; neutronizace") byl vytvořen nynější model vnitřní stavby neutronových hvězd :
Kolem neutronové hvězdy je asi jen velmi tenká plynná atmosféra z hustého vodíku a hélia, tloušťky jen několika metrů. Povrch neutronové hvězdy tvoří tuhá vnější kůra (tloušťky několika set metrů) složená z krystalové mřížky jader železa a jader těžších, spolu s elektronovým plynem. Hustota se zde pohybuje od »10⁶g/cm³ v horních vrstvách do »10¹¹g/cm³ ve spodních vrtvách, přičemž směrem do hloubky jsou jádra se stále větším zastoupením neutronů (je energeticky výhodnější slučování elektronů s protony v jádrech za vzniku neutronů).
Když směrem do hloubky, ve vnitřní kůře, hustota přesáhne cca 10¹¹g/cm³, neutrony se uvolňují z jader a vytvářejí neutronovou kapalinu, prostupující jadernou krystalovou mřížkou (oblast 4 v části "Chování látky za vysokých tlaků; neutronizace"). S rostoucí hustotou směrem do hloubky narůstá podíl volných neutronů, až při překročení hustoty »2.10¹¹g/cm³ se jádra úplně rozplynou a látka je zde ve formě neutronové kapaliny s příměsí cca 10% protonů a elektronů (oblast 5 v části "Chování látky za vysokých tlaků; neutronizace"). Tato oblast se nazývá vnější jádro neutronové hvězdy. Volné neutrony uvnitř neutronové hvězdy jsou vlivem extrémně vysokého tlaku v silně degenerovaném stavu, kde jaderné síly mohou způsobovat párování neutronů opačných spinů, analogicky Cooperovým elektronovým párům v supravodivosti; tyto spárované neutrony mohou vytvořit tzv. Bose-Einsteinův kondenzát (§1.5 "Elementární částice a urychlovače", pasáž "Fermiony v úloze bosonů; Supravodivost" v knize "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření"), způsobující částečnou supratekutost neutronové kapaliny. Tento efekt může též způsobovat lepší stlačitelnost, než odpovídá Fermiho hlaku degenerovaného neutronového plynu.
Nejvnitřnější oblast, vnitřní jádro, u hmotných neutronových hvězd může dosahovat hustotu 2 až 10-krát vyšší než je jaderná hustota. Zde mohou přicházet ke slovu specifické vlastnosti interakcí elementárních částic při vysokých energiích za účasti kvarků :
Kvarková hmota, kvark-gluonová plasma ?
Není vyloučeno, že v nitru masívní neutronové hvězdy by mohla vzniknout hyperonová či kvarková hmota. Rychle rotující neutronové hvězdy ztrácejí část své energie a rotačního momentu hybnosti emisí radiových vln, elektronů a dalších nabitých částic ze své magnetosféry. Tím dochází ke smršťování hvězdy a ke vzrůstu tlaku v jejím nitru, což může vést ke slučování nukleonů v hyperony, nebo dokonce k destrukci a rozpadu baryonů na kvarkovou hmotu - kvark-gluonovou plasmu (viz §1.5 "Elementární částice", část "Kvarková struktura hadronů" v knize "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření). Za normálních okolností je kvark-gluonová plasma vysoce nestabilní, za kratičký okamžik cca 10^-22sec. dochází k její hadronizaci, přeměně na baryony a mezony. V neutronové hvězdě však působí extrémně vysoké tlaky, takže hadrony jsou natlačeny tak blízko na sebe, že se vzájemně "prolínají" svou kvarkovou strukturou, ztrácejí svoji "identitu" a "rozpouštějí" se na směs téměř volných kvarků a gluonů. K hadronizaci pak již nedochází, pro hadrony zde "není místo". Extrémní gravitační tlak tak může stabilizovat kvark-gluonovou plasmu v nitru neutronové hvězdy. I zde by kvarky, natlačené mohutnou gravitací velmi blízko k sobě, mohly vytvářet Cooperovy páry, chovající se jako bosony a vytvářet supratekutý kondenzát..?.. Rovněž by to mohlo vést k lepší stlačitelnosti než dovoluje Fermiho tlak; masívní neutronové hvězdy by se tak mohly smrštit do menší velikosti než by se předpokládalo pro složení jen z neutronů.
Tyto možné procesy v neutronových hvězdách můžeme tedy shrnout do pozoruhodného tvrzení z hlediska (sub)jaderné astrofyziky :

Neutronová hvězda je jediným objektem ve vesmíru, který dokáže ve velkém množství vyrobit a "zkrotit" jinak vysoce nestabilní kvark-gluonovou plasmu, ve svém nitru ji stabilizovat mohutnými gravitačními silami a udržet ji po miliardy let !

Podivná kvarková hmota ?
Nedávno byla vyslovena hypotéza (E.Witten, r.1984), že pokud je v kvark-gluonové plasmě obsažen dostatečný počet "podivných" s-kvarků (vedle obvyklých kvarků u a d tvořících nukleony), může to zabránit hadronizaci a takováto "podivná kvarková hmota" může být stabilní, a to i za normálních podmínek; drží ji pohromadě silná interakce. V situaci, kdy jsou kvarky "natlačeny" blízko sebe a všechny nžší fermionové kvantové stavy jsou obsazeny, se kvarky s prakticky nemohou přeměňovat na kvarky u, protože pro takto vzniklé nové kvarky u již není volné místo. Opačné přeměny mohou nastávat, takže se ustaví rovnovážná konfigurace kvarků u,d,s ve fermionovém plynu, která je energeticky výhodnější než hadronizace. Výsledný útvar by pak mohl být stabilní, držený pohromadě silnou interakcí. Podivná kvarková hmota je schopna pohlcovat neutrony, rozkládat je na kvarky a vytvářet další podivnou kvarkovou hmotu.
Podivná kvarková hmota má velmi neobvyklé vlastnosti. Tyto neobvyklé vlastnosti by měly i hypotetické "podivné hvězdy" složené z podivné kvarkové hmoty. Především, stabilita takové hvězdy by nebyla určena výše uvedenými gravitačními kritérii. Na rozdíl od neutronové hvězdy nemá podivná hvězda žádnou minimální hmotnost, je stabilní pro libovolně malou hmotnost: není držena pohromadě gravitací, ale silnou interakcí. Maximální hmotnost zde činí »2M_¤, při vyšší hmotnosti by zkolabovala v černou díru podobně jako neutronová hvězda. Radiální průběh hustoty je u podivné hvězdy zcela jiný než u neutronové hvězdy: hustota podivné kvarkové hmoty se jen velmi málo mění z centra na okraj (směrem z vnějšku se na povrchu hustota téměř skokově mění z nuly na ~10¹⁴g/cm³; podivná kvarková hvězda však může být obklopena teničkou "kůrou" z normálního materiálu, jako jsou elektrony).
Je otázkou, jak by takové podivné kvarkové hvězdy mohly vzniknout? Běžná baryonová hmota neobsahuje žádné podivné s-kvarky, náhodně vzniklé podivné částice (K-mezony, hyperony) obsahující s-kvarky jsou vysoce nestabilní a rychle se rozpadají. Byla vyslovena hypotéza, že malé makroskopické ostrůvky podivné kvarkové hmoty by mohly vznikat při vysoce energetických procesech výbuchu supernovy, nebo mohly ve vesmíru přetrvávat z hadronové éry těsně po velkém třesku. Běžná látka obsahující protony s touto podivnou kvarkovou hmotou téměř neinteraguje díky odpudivé elektrické síle. Neutron však může být touto kvarkovou hmotou pohlcen a rozložen na kvarky. Dostane-li se tedy do neutronové hvězdy makroskopický "kousek" podivné kvarkové hmoty, bude bouřlivě absorbovat neutrony, tím bude narůstat a ještě účinněji pohlcovat neutrony. Taková podivná kvarková hmota může tedy iniciovat lavinovitý proces přeměny neutronové hvězdy na podivnou kvarkovou hvězdu, při němž se náhle uvolní obrovské množství energie. Tato energie nedestruuje silně vázanou kvarkovou hvězdu, ale vyzáří se pravděpodobně ve formě mohutného záblesku g.
Žádné experimentální důkazy pro takový exotický stav "podivné kvarkové hmoty", jakož ani observační indicie pro "podivné kvarkové hvězdy", zatím nejsou.
Takže podivná kvarková hmota asi ne...

Pulsary - precizní "hodinové strojky" ve vesmíru
Neutronová hvězda, jakožto velmi hmotný kompaktní útvar, rotuje dlouhodobě konstantní rychlostí, takže pulsar vysílá velmi pravidelné impulsy elektromagnetického záření. Jako kdyby tam "tikaly přesné hodinky". Registraci těchto pravidelných elektromagnetických impulsů pulsarů a jejich drobných změn lze využít k analýze některých subtilních astrofyzikálních jevů ve vzdáleném vesmíru :
-Akrece hmoty na neutronovou hvězdu mění její rotační moment hybnosti, čímž se mění i frekvence pulsů. Akreční disky kolem neutronových hvězd jsou většinou korotující, takže akrece zvyšuje frekvenci (u neutronových hvězd bez akrečních disků se rotace zpomaluje v důsledku odnášení momentu hybnosti emisí částic "hvězdného větru" a urychlování nabitých částic pulsaru).
-Dynamika oběhu kompaktních binárních systémů se dá přesně analyzovat na základě periodických změn frekvence impulsů pulsaru, způsobených Dopplerovým jevem při jeho oběžném pohybu. Typickým příkladem je binární pulsar PSR 1913+16, u něhož se podařilo prokázat ubývání orbitální energie vyzařováním gravitačních vln (podrobněji je popsáno v §2.7, část "Detekce gravitačních vln", pasáž "Binární pulsar").
-Detekce gravitačních vln pomocí pulsarů. Při průchodu pravidelných elektromagnetických impulsů z pulsarů vesmírným prostorem, obsahujícím gravitační vlny nízkých frekvencí, dochází k určitému (i když velmi slabému) ovlivnění jejich šíření - může docházet k dlouho-periodické modulaci krátko-periodických elektromagnetických signálů z pulsarů vlivem gravitačních vln (viz opět §2.7., část "Detekce gravitačních vln", pasáž "Časová modulace periody signálů z pulsarů"). K tomuto účelu jsou vhodné především mikrosekundové pulsary, u kterých se méně projevují efekty "hvězdotřesení" a akrece, které mohou ovlivňit periodu pulsarů. Tohoto jevu bude snad v budoucnosti možno v principu využít k detekci dlouhoperiodických gravitačních vln ve vesmíru - budují se soustavy většího počtu radioteleskopů pro tuto detekci metodou Pulsar timing array.

Plynulé a náhlé změny rotační rychlosti pulsarů
I když neutronová hvězda díky zákonu zachování momentu hybnosti rotuje s vysoce konstantní frekvencí, projevují se velmi malé změny rotační rychlosti, které jsou dvojího charakteru :
¨Plynulé změny rotační frekvence - velmi pomalé dlouhodobé zpomalování rotace v důsledku tří jevů :
a) Emise částic "hvězdného větru" z povrchu neutronové hvězdy pomalu odnáší rotační moment hybnosti.
b) Elektromagnetické dipólové vyzařování neutronové hvězdy (zmíněné v předchozí pasáži).
c) Urychlování nabitých částic v magnetosféře pulsaru se děje na úkor rotační energie neutronové hvězdy.
¨Náhlé skokové změny rotační frekvence - drobné krátkodobé nepravidelnosti (poruchy - náhlá zkrácení) v periodě pulsů s relativní amplitudou dT/T »10^-10-10^-5. I když jejich příčiny s úplnou jistotou neznáme, předpokládají se dva pravděpodobné mechanismy související s jevy způsobenými vnitřní strukturou neutronové hvězdy (nastíněnou výše v pasáži "Vnitřní struktura neutronových hvězd") :
1.Poruchy a zlomy krystalické kůry neutronové hvězdy (jakési "hvězdotřesení") během pozvolného zmenšování jejího zploštění při zpomalující se rotaci. Neutronová hvězda má po svém vzniku vysokou rotační rychlost a vlivem odstředivé síly je zploštělá. Během postupného zpomalování rotační rychlosti si tuhá vnější kůra zachovává původní excentricitu, avšak vnitřní tekuté části neutronové hvězdy nabývají poněkud menší excentricitu. To vede k postupnému růstu napětí v kůře, po překročení "meze pevnosti" kůra praská ("hvězdotřesení") a nabývá méně excentrický tvar. Tím se náhle sníží moment setrvačnosti neutronové hvězdy a podle zákona zachování momentu hybnosti se náhle zvýší rotační frekvence, neboli zkrátí perioda T.
2.Změny v proudění neutronové kapaliny - turbulence a víry v proudění neutronové "kapaliny" (která je možná částečně supratekutá) při postupném zpomalování rotace neutronové hvězdy. Kapalina uvnitř neutronové hvězdy pravděpodobně rotuje poněkud rychleji než kůra, která je brzděna elektromagnetickým vyzařováním a emisí částic ("hvězdného větru"). Při dosažení větších diferencí v rotační rychlosti kůry a neutronové kapaliny může na jejich styku dojít k turbulencím v prouděním a k vírům, čímž se může část vyšší rotační energie zevnitř přenést na kůru a urychlit její rotaci. Smykové napětí při větší diferenci mezi rotační rychlostí vnitřní kapaliny a vnější kůry dále může vést k deformaci a praskání kůry, podobně jako v bodě 1.
Tyto skokové změny jsou doprovázeny silnou elektromanetickou emisí - zábleskem radiovln, u magnetarů to může být i X a gama záření. Po náhlém skokovém zrychlení rotační rychlosti dochází opět k pomalé frekvenční "relaxaci" na původní rychlost rotace; doba relaxace činí něklolik desítek či stovek dní. Následuje obvyklé dlouhodobé zpomalování rotace neutronové hvězdy. Během dlouhého života neutronové hvězdy, doprovázeného pozvolným zpomalováním rotace, pravděpodobně dochází k mnoha náhlým skokovým změnám rotační frekvence, které se budou opakovat s prodlužujícími se intervaly výskytu.

Stabilita neutronové hvězdy. Oppenheimerova-Landauova mez.
V oddíle o bílých trpaslících bylo shora ukázáno, že Fermiho tlak degenerovaného elektronového plynu má limitovanou schopnost vyvážit (samo)gravitační síly - existuje Chandrasekharova mez pro hmotnost bílého trpaslíka. Ani Fermiho tlak degenerovaného neutronového "plynu" není neomezený. Analogické úvahy jaké byly výše nastíněny pro bílé trpaslíky lze aplikovat i na neutronové hvězdy s tím, že se jedná o případ 1. pasáže "Stabilita bílého trpaslíka. Chandrasekharova mez.". Příslušná maximální možná hmotnost degenerované neutronové konfigurace, umožňující ještě stabilitu, se nazývá Oppenheimerova-Landauova mez. Shora uvedené dimenzionální odhady vedly k hodnotě »1,5M_¤, přesnější výpočty založené na řešení Oppenheimerovy-Volkovovy-Landauovy rovnice (4.3) s použitím "Harrisonovy-Wheelerovy stavové rovnice" (viz níže, obr.4.5) dávají hodnoty vyšší, kolem 2-3 M_¤.

Úplný gravitační kolaps. Černá díra.
Podobně jako bílý trpaslík, i neutronová hvězda tedy má shora limitovanou hmotnost. Při příliš velkých hmotnostech M', větších než asi dvě hmoty našeho Slunce*) - Oppenheimerova-Landauova mez, jsou gravitační síly již tak velké, že překonají Fermiho i jaderné síly mezi neutrony (jaderné síly mají krátký dosah - stav nasycení); látka hvězdy již nedisponuje žádnými zdroji či mechanismy dostatečně velkých vnitřních odpudivých sil, které by dokázaly tak silnou gravitaci vyvážit (podrobněji je rozebíráno níže v části "Chování látky za vysokých tlaků"). Za této situace katastrofální gravitační kolaps pokračuje dále, obr.4.2 nahoře (nebudeme zde uvažovat možná stádia hyperonových nebo dokonce kvarkových hvězd, zmíněných výše), až se hvězda dostane pod svůj gravitační (Schwarzschildův) poloměr r_g = 2GM/c² (viz §3.4), překročí horizont a vznikne černá díra neboli kolapsar. Vlastnosti černých děr budou podrobněji rozebírány ve zbývajících odstavcích této kapitoly (§4.3 - 4.9). Zde si pouze nastíníme některé charakteristické rysy gravitačního kolapsu a vzniku černé díry.
*) I zde záleží na rotaci a navíc na nejistotách v teorii jaderné hmoty. Hmotnost neutronové hvězdy by pravděpodobně měla být omezena vztahem [227] M_n» (5M_¤).(r_nuk/r')^1/2, kde r_nuk » 2.10¹⁴ g/cm³ je obyčejná jaderná hustota a r'» (0,5 - 5)r_nuk je hustota, při níž dochází k podstatným odchylkám od stávající teorie jaderné látky ve větších měřítkách. Maximální hmotnost neutronových hvězd se nejčastěji odhaduje v rozmezí 1,5 - 2,5 M_¤ .
Přímý vznik černé díry bez výbuchu supernovy?
Při hroucení velmi hmotných hvězd existuje teoretiocká možnost, že po vyčerpání jaderného paliva nitro hvězdy dosáhne gravitačního poloměru (horizontu) dříve, než stačí dojít k výbuchu supernovy. Vznik černé díry by zde pak byl "tichý a nenápadný" - hvězda prostě "zmizí", bez doprovodu výraznějšího světelného jevu (bylo zmíněno výše v pasáži "Procesy vzniku supernov").

Gravitační poloměr, horizont událostí
Gravitační síly jsou daleko nejslabší ze všech známých druhů interakcí. Při dostatečně velkém nahromadění hmoty se však tyto nejslabší gravitační síly díky své univerzálnosti mohou stát dominantními a dokonce mohou být tak mohutné, že jim neodolá vůbec nic, ba ani světlo.
Mějme nějakou (nerotující) hvězdu nebo planetu kulového tvaru o celkové hmotnosti M a poloměru r. Aby mohlo nějaké těleso z povrchu takové planety nebo hvězdy úplně překonat její gravitační přitažlivost a neomezeně se od ní vzdálit do prostoru, musí mu být udělena rychlost nejméně rovná (podle Newtonovy teorie)

taková rychlost v₂ se nazývá úniková nebo také 2.kosmická rychlost (bylo odvozeno v §1.2, pasáž "Gravitující tělesa" a "Pohyb těles v gravitačním poli"). Úniková rychlost nezávisí na hmotnosti ani na složení unikajícího tělesa (univerzálnost gravitace), závisí jen na hmotnosti M gravitujícího tělesa a poloměru r, ze kterého unikající těleso startuje. Pro těleso startující z povrchu Země činí úniková rychlost asi 11,2 km/s - druhá kosmická rychlost. Se vzrůstající hmotností M nebo s klesajícím poloměrem r úniková rychlost z povrchu tělesa stoupá *). Již v r.1783 J.Mitchell a nezávisle v r.1795 P.Laplace, vycházeje samozřejmě z nerelativistické Newtonovy nauky o gravitaci a z korpuskulární teorie světla, upozornili na to, že velmi hmotné a husté hvězdy nemusejí být vůbec viditelné proto, že úniková rychlost z jejich povrchu může být větší než rychlost světla - jednalo by se o "temné hvězdy". Vylétající částečka světla (pojem fotonu ani elektromagnetického vlnění tehdy nebyl znám) je podobně jako vyhozený kámen zpomalována silnou gravitační přitažlivostí hvězdy, zastaví se a pak padá zpět na hvězdu. I když tedy "fyzika černých děr", jako subdisciplína astrofyziky a obecné teorie relativity, je jedním z nejmladších oborů, sahají její ideové kořeny dosti daleko do minulosti.
*) Vezmeme-li pro názornost za základ hmotnost Slunce M_¤=1,989.10³⁰kg, jehož poloměr je R_¤ » 696 000 km, pak podle výše uvedeného vzorce únikovou rychlost v₂ z gravitačního pole tělesa hmotnosti M o poloměru R můžeme vyjádřit jako v₂ = 617,7 . (M/R)^1/2 [km/s], kde hmotnost M ş M/M_¤ a poloměr R ş R/R_¤ jsou vyjádřeny ve "slunečních jednotkách". Koeficient 617,7 km/s je roven únikové rychlosti z povrchu Slunce. Požadujeme-li, aby se úniková rychlost v₂ rovnala rychlosti světla c = 299 792 km/s, dostáváme pro těleso hmotnosti M kritický poloměr r_g = 2,95 . M/M_¤, tj. zhruba 3 kilometry na každou "Sluneční hmotnost".
Poloměr r_g, při kterém je úniková rychlost právě rovna rychlosti světla, se nazývá gravitační neboli Schwarzschildův poloměr :

Tento vzorec, který můžeme jednoduše získat v rámci Newtonovy teorie položením únikové rychlosti v₂ rovné rychlosti světla c, platí shodou okolností přesně i v OTR; zde však má tato Schwarzschildova sféra hluboký význam horizontu událostí příčinně oddělující oblast uvnitř a vně, jak bylo ukázáno v §3.4 "Schwarzschildova geometrie" a jak uvidíme i v dalším.
První relativistický rozbor gravitačního kolapsu (pro nejjednodušší případ kulového homogenního oblaku z volně padajících prachových částic) provedli v r.1939 Oppenheimer a Snyder [195], kteří dospěli k závěru, že v konečných stádiích kolapsu vzniká horizont událostí, tedy podle dnešní terminologie "černá díra". Intenzívní rozvoj fyziky černých děr však začal až přibližně od šedesátých let. Největší zásluhy na něm mají výzkumy anglických fyziků S.Hawkinga a R.Penrose; významně k němu přispěli též např. B.Carter, J.A.Wheeler (který je autorem názvu "černá díra" - black hole), R.Kerr, D.Christodolou, R.Ruffini, W.Israel, J.Bekenstein, J.Zeldovič, I.Novikov, K.Thorne, J.Bardeen a mnozí další.

Obr.4.4. Postupné uzavírání výstupního kužele světelných paprsků z bodového zdroje umístěného na povrchu hvězdy v průběhu jejího kolapsu.
a) Pro tělesa o průměru velmi velkém ve srovnání s r_g = 2M je gravitační pole poměrně slabé a světelné paprsky od bodového zdroje umístěného na povrchu se šíří prakticky přímočaře.
b) S pokračujícím kolapsem gravitační pole sílí, paprsky se zakřivují, ale pokud je r>3M, zůstává výstupní kužel stále 180°.
c,d) V pozdních stádiích kolapsu se výstupní světelný kužel začíná zužovat: čím dál větší část světla vyzářeného zdrojem je gravitací stažena zpět na povrch tělesa; do prostoru mohou být vyzářeny jen paprsky v úzkém kuželu svisle vzhůru.
e) Po překročení gravitačního poloměru se již žádný vyzářený foton nemůže dostat do okolního prostoru, veškeré světlo je gravitací staženo směrem do středu - vzniká černá díra.

Na obr.4.4 je znázorněn jeden z nejzajímavějších jevů doprovázejících gravitační kolaps: postupné zužování a uzavírání výstupního kužele světelných paprsků. Pod výstupním kuželem (nezaměňovat s prostoročasovým světelným kuželem!) se rozumí takový prostorový kužel s vrcholem v daném bodě, že pouze paprsky vyzářené ve směru uvnitř tohoto kuželu z daného bodu se mohou dostat do vnějšího prostoru, zatímco paprsky ve směrech mimo výstupní kužel jsou pohlceny gravitujícím tělesem. Pokud má těleso (planeta, hvězda) slabé gravitační pole, šíří se paprsky z každého bodu na povrchu prakticky přímočaře, takže výstupním "kuželem" je celý poloprostor nad povrchem tělesa (úhel 180°) - obr.4.4a. V průběhu kolapsu gravitační pole sílí a paprsky se zakřivují (obr.4.4b). V pozdních stádiích kolapsu (po překročení fotonové sféry - viz §3.4) gravitační pole natolik zesílí, že paprsky vyslané příliš "šikmo" jsou gravitací ohnuty tak, že dopadnou na povrch; uniknou pouze paprsky vyzářené v úzkém kuželu téměř kolmo vzhůru - obr.4.4c,d. Po překročení gravitačního poloměru se výstupní kužel zcela uzavře - veškeré světlo je gravitací staženo zpět (obr.4.4e) *), vzniká černá díra. Prostoročas kolem černé díry se tak zakřiví (extrémně silné gravitační pole), že se "uzavře sám do sebe" a přeruší se ve smyslu příčinnosti spojení s vnějším světem.
*)Rozdíl mezi klasickým Newtonovským a obecně-relativistickým chováním černé díry
Popsaný scénář vzniku černé díry se kvalitativně podobá výše zmíněné situaci "temné hvězdy", o které spekulovali již na konci 18.stol. Laplace a Mitchell. Mezi Newtonovskou a relativistickou verzí "temné hvězdy" stlačené pod gravitační poloměr jsou však dva podstatné rozdíly:
1.Z obvyklého Newtonovského pohledu (který zde však přestává fungovat!) fotony vyzářené z povrchu hvězdy nejprve poletí ven směrem k větším poloměrům (mohou příp. vystoupat i poněkud vně kritického gravitačního poloměru) a pak budou silnou gravitací obráceny a staženy zpět dovnitř - paprsky či fotony světla by padaly zpět na hvězdu, podobně jako vzhůru vržené kameny dopadají na Zemi.
Podle obecné teorie relativity se však každý foton, vyzářený libovolným směrem uvnitř kritické sféry (pod gravitačním poloměrem), vždy bude pohybovat pouze směrem dovnitř, k menším a menším poloměrům. Ani na chvilku nemůže stoupat!
2.Hvězda stlačená pod gravitační poloměr může podle zákonů klasické Newtonovy mechaniky trvale zůstat ve statickém nekolabujícím stavu, pokud bude gravitační stlačování vyrovnáváno jejím vnitřním tlakem. Světlo se sice ven nedostane, ale odvážný kosmonaut v dostatečně výkonné raketě by mohl na povrchu přistát, vzít vzorek a pak odstartovat a odletět do vnějšího vesmíru.
Podle obecné teorie relativity každá hvězda, která se stlačí pod sféru gravitačního poloměru, bude mít gravitační stlačování tak silné, že ho žádný vnitřní protitlak nemůže vyrovnat a hvězda musí nevyhnutelně kolabovat. Žádný pozorovatel, i kdyby byl vybaven sebesilnější raketou, po vniknutí do prostoru pod gravitační poloměr nemůže obrátit směr svého pohybu a dostat se zpět do vnějšího vesmíru; nevyhnutelně bude padat směrem dovnitř.

Kde a jak mohou vznikat černé díry ?
Základní přímočarý způsob vzniku černé díry hvězdné hmotnosti byl uveden výše "Úplný gravitační kolaps. Černá díra." :
Dostatečně hmotná hvězda (M > »10-20 M_¤) po spotřebování veškerého termonukleárního paliva bude mít zbytkovou hmotnost M' vyšší než Oppenheimerova-Landauova mez. Látka hvězdy již nedisponuje žádnými zdroji či mechanismy dostatečně velkých vnitřních odpudivých sil, které by dokázaly tak silnou gravitaci vyvážit. Za této situace nastane úplný gravitační kolaps, hvězda se smrští pod svůj gravitační poloměr (r_g = 2GM/c² pro nerotující hvězdu), překročí horizont a vznikne černá díra neboli kolapsar.
V těsné dvojhvězdné soustavě pak může černá díra vzniknout i nepřímým mechanismem tak, že z jedné složky (která je obří hvězdou) proudí vnitřním Lagrangeovým bodem (viz §1.2, obr.1.1d, pasáž "Binární systém") na druhou složku, která je bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvězdou, značné množství látky. Za určitou dobu je pak akrecí dosaženo Oppenheimerovy-Landauovy meze, nastane úplný kolaps a vznikne černá díra. Proudící hmota je pak i nadále pohlcována touto černou dírou, kolem níž se utvoří akreční disk - §4.8, část "Akreční disky kolem černých děr", obr.4.26.
V rozsáhlých oblastech s velkým nahromaděním plynů a hustých seskupením hvězd, především v centru galaxií, mohou vznikat i obří - supermasívní černé díry (je diskutováno v §4.8, pasáži "Jak vznikly centrální supermasivní černé díry?").
Lze vidět černou díru ?
Jelikož tedy z černé díry nevychází žádné záření (neuvažujeme zde astronomicky irelevantní Hawkingovo záření kvantové evaporace), nelze ji nijak přímo "vidět" ve smyslu obvyklého astronomického pozorování. U dostatečně blízké nebo velké (supermasívní) černé díry bychom mohli nanejvýš pozorovat její stínový obraz - "siluetu" - na pozadí nějakého difuzního světelného zdroje - mlhoviny (srov. diskusi v §4.3, část "Gravitační čočky. Optika černých děr."); na to však zatím naše teleskopy nestačí *)... V §4.8 "Astrofyzikální význam černých děr" bude diskutováno, jak lze černé díry nepřímo "pozorovat" na základě záření vznikajícího při pohlcování okolní hmoty. Při této akreci se jinak nezářící černá díra stává jasně svítícím objektem! Přesněji, zářícím objektem je pohlcovaný plyn v její bezprostřední blízkosti - §4.8, část "Akreční disky kolem černých děr". A též obrovské výtrysky plynů a záření z akrečních disků kvasarů a rádiových galaxií - §4.8, pasáž "Mechanismus kvasarů a aktivních jader galaxií".
*) Pozn.:Spojením a přesnou synchronizací .... velkých teleskopů na několika kontinentech v projektu Event Horizon se však v. 20..-20.. podařilo pořídit snímek siluety velké černé díry ..... v centru galaxie ... .... vzdálené ..... světelných let .....
Planety kolem černých děr ?
Ve větších vzdálenostech od černé díry je gravitační pole úplně stejné jako kolem běžné hvězdy, takže zde po Keplerovských kruhových či eliptických drahách v principu mohou obíhat planety. Kdybychom si v hypotetickém (astrofyzikálně nereálném) scénáři představili, že centrální hvězda bezprostředně zkolabuje do černé díry bez shora zmíněných doprovodných explozivních jevů, obíhající planety by to vůbec nepocítily (kromě zhasnutí světla za několik minut či hodin, podle oběžné vzdálenosti). Gravitační pole by se vůbec nezměnilo a planety by pokračovaly ve svém oběhu po původních drahách.
Předcházející dramatické jevy záverečnách stádií evoluce hvězd, především výbuch supernovy, však mohou destruovat a destabilizovat planetární soustavu (bylo diskutováno výše), takže kolem černých děr lze očekávat menší výskyt obíhajících planet..?..
Černé díry - krajně exotické objekty !
Když ve 40.letech astrofyzikové poznali, k jakým nezvyklým a nepochopitelným jevům může vést gravitační kolaps, hledali "fyzikální zákon, který by hvězdám zabránil tropit takové hlouposti" (tak to vyjádřil významný britský astrofyzik A.Eddington). Ukázalo se, že takový zákon zřejmě neexistuje a nyní jsou důsledky gravitačního kolapsu téměř všeobecně přijaty.
Kdyby se Slunce zhroutilo do černé díry (což se ale nemůže stát), jeho gravitační poloměr by byl asi 3 km; gravitační poloměr Země by činil jen 0,9 cm - již z toho je vidět, jak exotickými objekty černé díry jsou! Obecně, jak již bylo výše uvedeno, gravitační poloměr černé díry (nerotující) můžeme jednoduše stanovit tak, že jeho hmotnost podělíme hmotností Slunce a výsledek vynásobíme faktorem 2,95 km - tj. zhruba 3 kilometry na každou "Sluneční hmotnost".
Menší hmotnost - silnější gravitace..?..
Může se zdát paradoxní následující srovnání: Hvězda již během svého "aktivního" života má v sobě všechnu tu obrovskou gravitující hmotnost - a zpočátku ještě značně větší (během své evoluce hvězda ztrácí značnou část své počáteční hmotnosti emisí hvězdného "větru" a erupcemi plynů při nestabilitách), a přesto z ní světlo nerušeně uniká. A po gravitačním kolapsu ze zbylého objektu, s menší hmotností, gravitace světlo již ven nepustí? Zjednodušené vysvětlení je následující :
Během rovnovážného vývoje na hlavní posloupnosti má hvězda průměr statisíce až miliony kilometrů, takže povrchová gravitace v oblasti fotosféry, odkud se vyzařuje světlo, je relativně slabá a světlo může téměř nerušeně (jen s mírným gravitačním rudým posuvem) unikat do okolního prostoru. A směrem dovnitř gravitace dokonce klesá (je to složitější, v závislosti na rozložení hustoty látky).
Při gravitačním kolapsu se průměr hvězdy prudce zmenšuje a gravitace na jejím povrchu dramaticky vzrůstá. Naklonec až na úroveň, kdy úniková rychlost dosáhne rychlosti světla - vzniká optický horizont, který je podle obecné teorie relativity horizontem událostí. Světlo se již ven nedostane. Ve větších vzdálenostech přitom intenzita gravitace zůstává stejně nízká jako před kolapsem (či spíše menší - úměrně tomu jak se zmenšila celková hmotnost hvězdy v závěrečných stádiích její evoluce). Po obvyklých Keplerovských drahách kolem hvězdy - nyní černé díry - zde mohou i nadále obíhat planety jako předtím.
Takže globálně - ve větších vzdálenostech - gravitace poklesne, zatímco lokálně (poblíž středu) gravitace enormně zesílí!
Podobná zákonitost platí i pro gravitaci v těsném okolí horizontů "velkých" a "malých" černých děr. Gravitační pole obřích černých děr je samozřejmě mohutnější, ale je více "roztaženo" do prostoru - v okolí jejich horizontu jsou jen malé gradienty gravitačních sil (mohli bychom zde dočasně přežít). U menších černých děr hvězdných hmotností jsou slapové síly poblíž horizontu tak velké, že každé makroskopické těleso roztrhají na proud atomů a částic..!..

"Jáma" či "díra" v prostoročase
Název "černá díra" (který poprve použil J.A.Wheeler), velmi dobře vystihuje základní vlastnosti kolapsaru, vytvářejícího hluboký defekt v prostoročase, který nevysílá žádné světlo. Je to však velmi zvláštní "díra", jejíž některé vlastnosti jsou naprosto jiné než u obvyklé "jámy v zemi". Můžeme sice změřit její šířku (průměr), ale nelze změřit její hloubku; ta je "nekonečná" či neurčitá - vzniká zde otázka "co to vlastně hloubka je?". Každou běžnou díru, jámu, šachtu, studnu lze zasypat či zaplnit, když ji již nepotřebujeme (nebo by byla nebezpečná). Avšak černou díru nelze zasypat - když se o to pokusíme, černá díra se ještě zvětší, každá hmota kterou do ní hodíme zvětší poloměr jejího horizontu (viz též §4.6 "Zákony dynamiky černých děr"); bezedná jáma zůstane. I s tou "čerností" černé díry je to složitější. Je černá v tom smyslu, že nevyzařuje žádné záření *), z optického hlediska je to absorbující absolutně černé těleso. Proti světlému pozadí se sice jeví jako tmavý kotouč, avšak nic nezastiňuje, má vlastnosti gravitační čočky, kolem níž vznikají zajímavé světelné efekty (podrobnější diskuse je v §4.3, část "Gravitační čočky. Optika černých děr.").
*) Tak je tomu z klasického hlediska. V §4.7 "Kvantové vyzařování a termodynamika černých děr" však bude ukázána možnost emise záření z černé díry pod vlivem kvantových efektů. Tato možnost je však patrně jen teoretická a u astronomických černých děr se neuplatňuje.

Dva různé pohledy na gravitační kolaps - vnější a vnitřní
Kolaps v pozdních stádiích, při přiblížení ke gravitačnímu poloměru, je již zcela relativistický a jeví se úplně jinak pro pozorovatele na hvězdě než pro vzdáleného vnějšího pozorovatele.
Z fyzikálního hlediska je to důsledkem principu ekvivalence, podle něhož zrychlení může kompensovat vliv gravitačního pole. Pro pozorovatele padajícího v blízkosti Schwarzschildovy sféry se zrychlením volného pádu se zde silně zakřivený prostoročas jakoby lokálně "vyrovnával" a horizont mizí (pro tohoto pozorovatele v důsledku zrychlení naopak vzniká ve vnější vzdálené oblasti horizont kinematického - Rindlerova - typu, jako kdyby tam bylo silné gravitační pole). Rozdílná vnější a vnitřní manifestace gravitačního kolapsu je způsobena efektem gravitační dilatace času v obecné teorii relativity (odvodili jsme si ji v §2.4 "Fyzikální zákony v zakřiveném prostoročase", pasáži "Prostor a čas v gravitačním poli").
V §3.4 "Schwarzschildova geometrie", pasáži "Radiální pohyb částic" jsme zjistili, že částice padající radiálně směrem ke středu překročí gravitační poloměr r=2M za konečný interval vlastního času (a bude pokračovat v pohybu k singularitě). Zatímco z hlediska vnějšího pozorovatele se vlivem gravitační dilatace času v blízkosti poloměru r=2M pohyb částice začne zpomalovat a na gravitačním poloměru se úplně zastaví - k překonání horizontu by částice pro vnějšího pozorovatele potřebovala nekonečně dlouhý souřadnicový čas. A stejným způsobem se bude chovat povrch hvězdy gravitačně kolabující do černé díry :
¨Vnější pohled
Pro vnějšího pozorovatele se kolaps od doby t_o, kdy se dostane do relativistické oblasti, začne postupně zpomalovat vlivem zpomalování chodu času gravitačním polem a nikdy v konečném čase nedosáhne gravitačního poloměru - na horizontu se čas zastaví, kolaps "zamrzne". Pokles jasu hvězdy L a narůstání gravitačního rudého posuvu je však exponenciální [285]

(L_o je svítivost a l_o vlnová délka světla hvězdy v okamžiku t_o) s poločasem rovným zhruba době průchodu světla vzdáleností rovnou r_g, takže hvězda prakticky "zhasne" za zlomek sekundy od nástupu relativistických vlivů. Vezmeme-li v úvahu kvantový charakter světla, pak za konečný (a velmi krátký) čas opustí povrch kolabující hvězdy opravdu poslední foton a kolapsar se stane "absolutně černým".
Jak se světlo namáhavě "šplhá" z jámy silného gravitačního pole kolabující hvězdy, ztrácí přitom energii a jeho vlnová délka se prodlužuje, posouvá se k červené barvě. Tok času na povrchu kolabující hvězdy je postupně nekonečně prodloužený (je "zamrzlý"). Každé světlo (bez ohledu na svou původní barvu, vlnovou délku či energii fotonů při své emisi) bude při svém pohybu od hvězdného povrchu velmi daleko posunuto za červenou hranici, za infračervený a pak i rádiový obor. Světlu (a veškerému elektromagnetickému záření) je při překonávání gravitace odebrána veškerá jeho energie, čímž přestane existovat. Kolabující hvězda se svou gravitací "vizuálně odřízne" od okolního vesmíru. Ba co víc, odřízne se i ve smyslu příčinnosti...
¨Vnitřní pohledPro pozorovatele na kolabující hvězdě (kdyby mohl zůstat naživu) není horizont žádnou překážkou a může jej, po uplynutí konečného (a velmi krátkého!) intervalu vlastního času, v principu bez obtíží překonat - na horizontu není žádná skutečná prostoro-časová singularita (§3.4 "Schwarzschildova geometrie"). Zpod gravitačního poloměru však tento pozorovatel nemůže již poslat ven žádnou informaci; gravitace "nepustí" ani např. světlo. Žádné jevy probíhající pod horizontem nemohou žádným způsobem ovlivnit vnější svět a nemohou z něho být nijak pozorovatelné. Horizont je jakási "membrána" propustná pouze ve směru dovnitř. Jakmile nějaký objekt překročí horizont událostí, ztrácí veškerou naději na únik či návrat zpět. Pokud padající těleso vydává světlo či jiné záření, i to je pohlceno, takže vnější pozorovatel jej už nikdy nespatří. Cokoli se pod horizontem (v černé díře) odehraje, to tam také zůstane.
Hluboké souvislosti mezi prostorem, časem a gravitací v obecné teorii relativity ukazují (viz §3.4 a §4.3), že po dosažení horizontu se všechna tělesa budou pohybovat směrem ke středu r=0 se stejnou osudovostí, s jakou čas běží od minulosti do budoucnosti (prostoročasové světelné kužely jsou zcela obráceny dovnitř). I kdyby byl pozorovatel třebas v raketě, ani sebevětší síla motorů by jeho pádu ke středu nemohla zabránit. Jakmile je dosaženo gravitačního poloměru, nemůže již žádná znamá (a snad vůbec žadná!) síla gravitační kolaps zastavit, protože žádná síla nemůže čas obrátit nazpět. Kolaps pokračuje dále a po uplynutí konečného vlastního času se hvězda zhroutí až do bodu r=0, do tzv. singularity *) s nulovým objemem, nekonečnou hustotou a křivostí prostoročasu, s nekonečnými tlaky a gradienty gravitačních sil (tak je tomu aspoň podle klasické OTR).
*)Prostoročasová singularita (lat. singularis = ojedinělý, vyjímečný, jedinečný)
v obecné teorii relativity je příšerné místo, kde se křivost prostoročasu stává nekonečně velkou a prostoročas analyticky přestává existovat (z geometricko- topologického hlediska jsou singularity analyzovány v §3.7 "Prostoročasové singularity"). Nekonečná křivost prostoročasu znamená nekonečné gradienty gravitačních sil - nekonečně velké slapové síly působící na každý objekt nenulové velikosti. Vše je zde zničeno!
Po vytvoření horizontu černé díry se tedy hmota sférické hvězdy z vnitřního pohledu bude i nadále nezadržitelně hroutit a stlačovat až k nulovému objemu a nekonečným hustotám - vytvoří prostoročasovou singularitu, do které se vnoří a "zmizí" v ní (mezní předpověď podle klasické OTR; některé alternativní možnosti budou diskutovány v §4.7 "Kvantové vyzařování a termodynamika černých děr").
Pro černou díru můžeme parafrázovat známé přísloví o pekle: "Co černá díra schvátí, to již nikdy nenavrátí!". Nic, ani světlo, nedokáže překonat gigantickou gravitační sílu tohoto přízračného objektu...
Gravitační oscilace při kolapsu uvnitř černé díry
Při spontánním smršťování mechanických systémů (pružných těles, napjaté pružiny, oblaku plynu) dochází při dosažení nejmenšího objemu k odrazu a dočasnému opačnému pohybu, vystřídaného opět smršťováním, atd. - dochází k oscilacím, které se disipativními procesy postupně utlumí. Analýza průběhu gravitačního kolapsu, provedená v r.1970 V.Bělinským, I.Chalatnikovem a E.Lifšicem, jakož i nezávisle Ch.Misnerem ukazuje, že k podobnému jevu dochází i při gravitačním kolapsu uvnitř černé díry, i když poněkud jiným mechanismem (kolabující hmota se nemůže zvýšeným tlakem "odrazit" od středu a pohybovat se směrem nahoru, neboť prostoročasové světelné kužely jsou uvnitř horizontu nekompromisně obráceny směrem dovnitř). Když hmota padá směrem k singularitě, slapové síly ji deformují do elipsoidu - natahují ve směru pádu a stlačují v obou směrech kolmých. Toto velmi rychlé dynamické smykové zakřivení budí vlivem samogravitace (tato nelineární vlastnost gravitace v OTR byla uvedena v §2.5 "Einsteinovy rovnice gravitačního pole") další dynamické gravitační pole. To způsobí komprimaci ve vertilálním směru pádu hmoty a roztažení ve vodorovném směru. A vzniklé samogravitační pole má opět opačný účinek, atd.... Výsledkem je střídavé protahování a stlačování kolabující hmoty - chaotické oscilace slapových sil při přibližování k singularitě. Vede to k dynamickému "hnětění" a promíchávání kolabující hmoty (Ch.Misner to nazval "mixmaster dynamics"). Oscilace slapových sil v okolí singularity jsou velmi silné v průběhu gravitačního kolapsu a formování černé díry. Pak se postupně utlumují a exponenciálně slábnou v důsledku intenzívního vyzařování gravitačních vln (pohlcovaných singularitou), až nakonec vymizí. Znovu se však dočasně vybudí při akreci a pohlcení nějaké hmoty černou dírou. U černých děr hvězdných hmotností vymizí oscilace slapových za zlomky sekundy, u obřích černých děr mohou přetrvávat i několik měsíců.

Slapové gravitační síly u černých děr. "Špagetifikace".
Každé gravitační pole buzené materiálními objekty (planetami, hvězdami) je nehomogenní - v různých místech má rozdílnou intenzitu. Vznikají tím gradienty gravitační síly, nazývané často slapové nebo přílivové síly (zde na Zemi způsobují mořský příliv a odliv působením gravitace Měsíce). V rámci Newtonovské gravitace jsme je podrobněji rozebírali v §1.2, pasáž "Gradienty gravitačních sil - slapové síly". U běžných astronomických těles jako jsou planety a hvězdy jsou slapové síly slabé a znatelně se projevují až na vzdálenostech řádu kilometrů. Běžný pozorovatel lidských rozměrů je nepociťuje. Podstatně silnější jsou slapové síly u gravitačně zhroucených objektů - částečně bílých trpaslíků, výrazněji u neutronových hvězd a nejsilnější u černých děr.
Gravitace v blízkosti černých děr hvězdných hmotností je tak silná a nehomogenní, že i poměrně malá prostorová vzdálenost znamená značně velký rozdíl v gravitační síle. Pokud bychom do nějaké takové černé díry padali nohama napřed, byly by nohy přitahovány výrazně větší silou než hlava a naše tělo by se tím postupně natahovalo. V kolmém směru by působily naopak stlačující slapové síly. V blízkosti horizontu hvězdné černé díry by mohutné gradientní slapové síly každé těleso natvarovaly do tenkého dlouhého válce připomínajícího italskou špagetu. Pro tento efekt se proto vžil metaforický název "špagetizace". Směrem dovnitř černé díry se postupně špagetizace stane tak extrémní, že dopadající těleso se stane "provázkem atomů"..!..
U velkých černých děr, jaké se nacházejí v centru galaxií, by u horizontu slapové síly byly ještě slabé, pozorovatel by zde volně proletěl, avšak efekt špagetizace by nakonec nastal hlouběji, v blízkosti singularity.
Pozorovatel padající do černé díry
Představme si, že jako pozorovatel padáme do černé díry a z dálky nás sleduje druhý, vnější pozorovatel. Pro vnějšího pozorovatele se poblíž horizontu čas padajícího pozorovatele jakoby zastaví. Pro vnitřního pozorovatele se v jeho vztažné soustavě děje všechno jako kdyby pádu do černé díry nebylo (předpokládáme zde, že je to supermasivná černá díra, na jejímž horizontu působí jen slabé slapové síly). Při pohledu na vnější vesmír však bude pozorovat, že tam události plynou rychleji a rychleji, uvidí řadu výbuchů supernov, neboť pomalý a dlouhý vývoj hvězd bude pozorovat velmi časově zrychlený. V okamžiku propadávání přes horizont událostí se mu velmi zrychleně promítne celý život vesmíru.
  Vnější pozorovatel zaznamená zcela odlišný průběh našeho pádu do černé díry. Uvidí, jak se v blízkosti horizontu pád do černé díry neustále zpomaluje a v těsné blízkosti horizontu pohyb jakoby zamrzne a k pádu do černé díry nikdy nedojde.
  Zatím nás zde zajímaly jen otázky pohybu a běhu času pro pozorovatele. Na konci následujícího odstavce (v pasáži "Člověk padající do černé díry") se podíváme na to, co by pozorovatel fyzicky pociťoval a co by se s ním stalo při pádu do černé díry.
Co se stane s hmotou, jejími atomy a molekulami, když je pohlcena černou dírou ?
Především, tuto otázku lze řešit pouze teoreticky, avšak experimentálně je principiálně netestovatelná! A to i tehdy, kdybychom měli k dispozici černou díru někde v blízkém okolí. V §4.8 uvidíme, že látka vytváří kolem černé díry zářící akreční disk, podél jehož osy vznikají výtrysky, kterými může uniknout až 25% pohlcované hmoty - ve formě ionizované látky a záření. Avšak nikdy v konečném čase bychom nemohli vidět pád hmoty pod horizont událostí, ani co se děje uvnitř. Kdybychom se vrhli do černé díry za padající hmotou (viz níže "Člověk padající do černé díry"), prošli bychom pod horizont událostí, avšak tím bychom si zpečetili osud našeho zániku; a stejně bychom nemohli naše informace poslat svým kolegům, horizont událostí nepustí ven žádný signál. Průběh tohototo "sebevražedného" případu by záležel na tom, jak je ta černá díra velká. U "malých" černých děr hvězdných hmotností, s průměrem horizontu několik kilometrů, bychom se živi do černé díry nedostali - obrovské gradienty gravitačnho pole (slapové síly - §1.2, pasáž "Gravitační gradienty - slapové síly") by nás roztrhali ještě daleko před horizontem, do černé díry bychom padali jako "šňůrka atomů". V případě velké černé díry, takové jaké jsou v jádrech galaxií, bychom si ani nevšimli, že jsme pronikli pod horizont, slapové síly by zatím nebyly velké. Avšak zakrátko by silně vzrostly a byli bychom nakonec stejně roztrháni a zároveň rozdrceni...
  Konečný osud hmoty uvnitř černé díry lze hodnotit z dvojího hlediska :
1.Podle "klasické" obecné teorie relativity se veškerá hmota zhroutí do bodové singularity s nulovým objemem a nekonečnou hustotou. Paradoxnost takového stavu naznačuje, že se zde teorie dostává k hranicím svých možností...
2.Podle kvantového přístupu se tato hmota "rozpustí" v "topologické prostoročasové pěně" kvantových fluktuací geometrie prostoročasu, v měřítcích Planckovy délky řádu 10^-33cm (srov. §B.4 "Kvantová geometrodynamika").
  V obou případech se jedná o nevratný zánik látky, včetně částic z nichž je složená. Podle teorému "Černá díra nemá vlasy" (§4.5 "Teorém "černá díra nemá vlasy"") se pro vnější vesmír nezachovají žádné individuální charakteristiky pohlcené hmoty, kromě hmotnosti, náboje a momentu hybmosti. Hypotézy o možnostech průniku do jiných vesmírů přes černé díry současná obecná teorie relativity nepotvrzuje (je ukázáno v §4.4 "Rotující a elektricky nabité Kerrovy-Newmanovy černé díry"). V §4.7 "Kvantové vyzařování a termodynamika černých děr" je kriticky posouzena možnost "návratu" látky z černé díry Hawkingovým efektem kvantové evaporace.
Člověk padající do černé díry
Představme si v myšleném pokusu astronauta - sebevraha, který v určité větší vzdálenosti vyskočí z rakety a nohama napřed bude padat směrem ke sférické černé díře. Popíšeme stručně jeho pocity a osud. Jak bylo shora zmíněno, kam až do okolí či dovnitř černé díry může živý člověk proniknout, záleží na velikosti (hmotnosti) černé díry. Čím větší je černá díra, tím blíže k horizontu nebo hlouběji pod horizont může astronaut proniknout a tím delší dobu může přežít. U černých děr hvězdných hmotností by slapové síly astronauta okamžitě zahubily ("špagetizovaly") již ve vzdálenosti desítek gravitačních poloměrů.
   Abychom padajícímu astronautovi dopřáli aspoň trochu delší dobu života, zvolíme si klidovou *) velkou černou díru o hmotnosti řádu 10⁹M_¤; takové obří černé díry se nacházejí v centrech galaxií a jsou často pozorovány jako kvasary (§4.8. "Astrofyzikální význam černých děr"). V takovém případě padající astronaut může, živ a zdráv, protnout horizont a vniknout do černé díry. V tomto okamžiku (svého vlastního času) zatím prakticky nepocítí nic mimořádného **), stále se volně pohybuje v beztížném stavu. Jeho osud je však již neodvratně zpečetěn, zbývá mu jen několik desítek hodin života. Jak se postupně zrychluje jeho pád a dostává se blíž k singularitě, začnou se uplatňovat slapové gravitační síly: začne pociťovat tah na své nohy směrem k černé díře a na krk a hlavu v opačném směru (a zároveň tlak z boků). Ve sférickém případě slapové síly všechna tělesa roztahují radiálně a stlačují transverzálně. Tyto síly rychle porostou, takže jeho svaly a kosti jim nebudou již schopny odolávat, tělo se roztrhne a astronaut zahyne (bude "špagetizován"). A poblíž singularity se zbytky těla nesmírně zdeformují, slapové gravitační gradienty roztrhají a rozdrtí buňky, pak i jednotlivé atomy, dokonce i elektrony, protony a uvnitř nich kvarky. Všechny tyto fragmenty se nakonec vnoří do singularity a stanou se její součástí, zaniknou v ní...
*)Kdyby astronaut skočil do černé díry v průběhu kolapsu, nebo těsně po kolapsu či po pohlcení větší hmoty černou dírou, byl by ještě daleko od singularity roztrhán a "prohněten" chaotickými oscilacemi slapových sil (zmíněných výše v pasáži "Gravitační oscilace při kolapsu uvnitř černé díry"). Zde uvažujeme situaci po úplném utlumení gravitačních oscilací uvnitř černé díry (což může u obří černé díry trvat i několik měsíců).
**)Objevila se hypotéza, že těsně pod horizontem černé díry by se mohla nacházet jakási "ohnivá stěna" z vysokoenergetických kvant a záření (A.Almheiri, D.Marolf, J.Polchinski, J.Sully v r.2012), která by padajícího astronauta spálila. Mohla by údajně vznikat z Hawkingova kvantového záření, jehož dvojice kvant pod a nad horizontem by mohly zůstat "kvantově provázány" i po vyzáření. Takové kvantové efekty by snad mohly nastávat u černých miniděr, nikoli u černých děr hvězdných hmotností (či dokonce větších).
Přítomnost "ohnivé stěny" je v rozporu s Einsteinovým principem ekvivalence, na němž je založena obecná teorie relativity. Proto pravděpodobně hypotéza "ohnivé stěny" je mylná, takže ji při další analýze vlastností černých děr nebudeme uvažovat (kromě krátké zmínky v §4.7, pasáži "Paradox ztráty informace ?").

Paradox vnějšího a vnitřního pohledu na gravitační kolaps
Kolaps hvězdy se zastaví - navždy "zamrzá" po dosažení horizontu, když se pozoruje ve vnější statické vztažné soustavě. Ale nazamrzá a naopak pokračuje rychle za "bod zamrznutí", když se pozoruje z hlediska objektu kolabujícího s povrchem hvězdy. Kdo má pravdu? Vnější nebo vnitřní pozorovatel? Z hlediska teorie relativity oba! Kolabující hvězda - jako taková - se skutečně smrští pod kritický gravitační poloměr. To, že se to při pohledu z dálky zdá jako "zamrzání", lze považovat za gravitačně-opticko-časový "klam". Nebo to lze reflektovat "pragmaticky" v duchu následující pasáže "Existují 'úplné' černé díry ve vesmíru?" :
Existují "úplné" černé díry ve vesmíru ?
Jak bylo shora zmíněno, pro vnějšího pozorovatele zprvu překotně se zrychlující gravitační kolaps se v důsledku relativistických jevů při přiblížení ke kauzálnímu horizontu postupně zpomaluje a bezprostředně nad horizontem se úplně zastaví (veškerý pohyb zcela "zamrzne"). Horizontu je dosaženo až za nekonečný (vnější) čas - tedy nikdy! Z hlediska vnějšího vesmíru nikdy nemůže dojít k překročení horizontu událostí a vzniku opravdové "hotové" černé díry. To přesné Schwarschildovo nebo Kerrovo řešení geometrie prostoročasu, popisující černou díru, je jen asymptotickým konečným stavem procesu gravitačního kolapsu. Pro vnějšího pozorovatele to trvá věčnost, než se úplně dosáhne tohoto koncového stavu a vytvoří se horizont. Ve skutečnosti však již dlouho předtím, když se kolaps dostane do relativistického stádia, gravitační dilatace času, vedoucí k rudému posuvu se tak zvětší, že kolabující objekt za zlomek sekundy "zhasne" a přestane být detekovatelný žádnými jinými způsoby než svou gravitací (neuvažujeme zde nepatrné Hawkingovo záření). Tento zkolabovaný objekt můžeme efektivně považovat za černou díru - "téměř hotovou", nic dalšího už se nebude dít (kromě akrece). Z astrofyzikálního hlediska bude mít všechny vlastnosti "hotové" černé díry.
Pro vnějšího pozorovatele světočáry všech částic končí na horizontu událostí (Schwarzschildově sféře ve sférickém případě); cokoliv se pod gravitačním poloměrem stane s padajícím pozorovatelem (z hlediska jeho vlastního času), pro vnějšího pozorovatele jakoby neexistovalo. Z hlediska dějů a událostí ve vesmíru se tedy fakticky uplatňuje a projevuje jen vnější část "černé díry", chovající se jako kompaktní gravitačně zhroucený objekt - viz §4.8. "Astrofyzikální význam černých děr". Z čistě teoretického pohledu bychom tedy mohli tvrdit, že "hotové" či "úplné" černé díry (zahrnující i "vnitřek" pod horizontem) ve vesmíru sice neexistují, ale z "pragmatického" hlediska kompaktní zkolabované objekty jsou od nich astrofyzikálně nerozlišitelné. A jsou takto pozorovatelné.
Fyzika, jako univerzální a objektivní přírodní věda, je však povinna zabývat se přírodními jevy ze všech možných hledisek a situací. Tedy i z pohledu kolabující hmoty - pozorovatele, který "padá" v gravitačním poli zkolabovaného tělesa spolu s hmotou. Z tohoto hlediska zkolabovaný objekt - černá díra - i nadále žije intenzívním "vnitřním životem" (neviditelným vzdálenými pozorovateli), v němž dominuje neúprosný kolaps a může tam docházet k některým velmi neobvyklým jevům. I tyto jevy na řadě míst této kapitoly, jakož i předchozí kapitoly 3 "Geometrie a topologie prostoročasu", analyzujeme z teoretického hlediska, i když pro "praktické" děje ve vnějším vesmíru patrně nemají přímý význam. Svou gnoseologickou zajímavost však jistě mají...

Absolutní charakter horizontu černé díry navozuje zajímavou paradoxní otázku: "Jak se může gravitační síla dostat ven z pod horizontu černé díry a působit na vnější tělesa, když horizont přece ven nic nepustí?". Tato otázka bude diskutována v §4.5 "Černá díra nemá vlasy", v části "Zachování interakce s hmotou pohlcenou černou dírou".

Chování látky za vysokých tlaků; neutronizace
Pro lepší pochopení toho, proč hvězda v níž dohořelo všechno jaderné palivo, s hmotností vyšší než určitá mez, již nemůže vzdorovat vlastní gravitaci, je užitečné čistě modelově studovat nejnižší energetický stav soustavy daného počtu atomů obsahujících N nukleonů [115].
V "chladné" látce *), v níž se podstatně neuplatňuje tlak způsobený tepelným pohybem částic ani tlak záření, má hlavní úlohu Fermiho tlak související s Pauliho principem. Máme-li soubor N fermionů hmotnosti m soustředěných v jednotkovém objemu, bude podle Pauliho principu každý fermion zaujímat efektivní objem 1/N, a tedy podle Heisenbergovy relace neurčitosti bude jeho hybnost řádu ~ h.N^1/3. Rychlost fermionu bude v průměru ~hN^1/3/m v nerelativistickém případě (tj. když hN^1/3« m), a samozřejmě prakticky rovna jedné (jednotky c=1) v relativistickém případě (pro h.N^1/3>m). Tlak, který je součinem hybnosti, rychlosti a hustoty částic, je pak řádově P~ h²N^5/3/m v nerelativistickém případě a P ~ h.N^4/3 pro relativistický Fermiho plyn.
*) Za chladnou látku se zde považuje situace, kdy teplota je natolik nízká, že nemá podstatný vliv na fyzikální vlastnosti dané látky. To může být splněno i při teplotách desítek tisíc stupňů (např. u bílých trpaslíků).

Pokud není počet nukleonů N příliš vysoký (nižší než asi ~10⁵², tj. celková hmotnost menší než ~10²⁵kg - aby sumární gravitační síla nedeformovala atomy), nejnižší energetický stav takové soustavy bude krystalová mřížka z atomů železa Fe⁵⁶. Nejsilnější jsou zde jaderné síly, minimu jejichž energie odpovídají jádra Fe⁵⁶ s nejvyšší vazbovou energií na jeden nukleon *). Na druhém místě jsou síly elektromagnetické, které určují rozměry a tvar krystalové mřížky. Lze říci, že Fermiho tlak je vyrovnáván elektrickými přitažlivými silami mezi částicemi v krystalové mřížce. Síly vlastní gravitace jsou zde prakticky zanedbatelné a nemohou převládnout nad valentními silami v krystalové mřížce, tím méně pak nad jadernými silami.
*) Viz obr.1.3.3 v §1.3 "Jaderné reakce a jaderná energie" v knize "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření".
Pro velké hmotnosti (vyšší než zhruba ~10²⁶kg) se již samogravitace stává podstatnou, gravitační síly v nitru soustavy převýší valentní síly a krystalová mřížka se rozruší. Elektrony se pak již chovají jako volné částice tvořící degenerovaný elektronový plyn. Jestliže hustota není příliš vysoká a tyto elektrony jsou nerelativistické, je jejich Fermiho tlak schopen vyvážit gravitační síly (v nerelativistickém případě bude převážná část Fermiho tlaku způsobena elektrony, protože hodnota 1/m je pro ně mnohem vyšší než pro nukleony a jádra). Vztah mezi tlakem a hustotou se v konkrétních situacích popisuje stavovou rovnicí látky. Poměrně komplexní a realistická multikompartmentová stavová rovnice "chladné látky" byla zkostruována Harrisonem a Wheelerem [115] (obr.4.5). V této stavové rovnici se rozlišuje několik význačných oblastí podle toho, které fyzikální procesy zde dominují a čím je vyvážen tlak. Všechny tyto oblasti bychom postupně nacházeli při cestě od povrchu do nitra neutronové hvězdy.

	Obr.4.5 Nahoře: Grafické znázornění Harrisonovy-Wheelerovy stavové rovnice (závislosti tlaku p na hustotě r) pro "chladnou látku" .
	Dole: Grafické znázornění závislosti exponentu g = [(p+r)/p].dp/dr - koeficientu stlačitelnosti - na hustotě hmoty~energie pro tuto stavovou rovnici přepsanou ve tvaru adiabaty (polytropy ): p = C .r^g .

Oblast 1: r < 10⁴ g/cm³
Tato první oblast nízkých hustot se někdy rozděluje na dvě podoblasti :
a) Nejnižší s r < ~50 g/cm³, kde platí běžné zákony fyziky pevné fáze a vlastnosti jednotlivých látek silně závisejí na jejich chemickém složení podle Mendělejevovy periodické tabulky. Tlak je zde způsoben elektrony ve vnějších (valenčních) orbitalech.
b) ~50g/cm³< r < ~10⁴g/cm³, kde elastické vlastnosti již závisejí pouze na průměrném Z (a to plynule), ne však na konkrétním chemickém složení. Elektronové orbitaly jsou silně stlačené a na tlaku se podílejí i elektrony na nižších orbitách.
Oblast 1. není pro rozbor koncových stádií hvězdné evoluce zajímavá, hraje však důležitou úlohu např. pro strukturu planet.

Oblast 2: ~10⁴ g/cm³ < r < ~10⁷g/cm³
Při hustotách nad ~10⁴ g/cm³ již Fermiho energie elektronů převyšuje jejich vazbovou energii v atomu, tyto elektrony se uvolňují a látka nabývá formy "plynové" směsi jader a elektronů. Tlak je zde způsoben prakticky výhradně degenerovaným elektronovým plynem. Při vzrůstu hustoty na hodnotu kolem ~10⁷g/cm³ se tyto elektrony stávají relativistickymi.

Oblast 3: ~10⁷g/cm³ < r < ~10¹¹g/cm³Překročí-li hustota hodnotu asi r »1,5.10⁷g/cm³, elektrony začnou vstupovat do jader a tam se slučovat s protony *) za vzniku neutronů a vylétajících neutrin. Za této situace jádro železa s A=56 již není jádrem s největší stabilitou. S rostoucím elektronovým tlakem se oblast hmotových čísel nejstabilnějších jader v b-rovnováze s takovým elektronovým plynem posunuje stále k vyšším hodnotám.
*) Tento jaderný proces se někdy nazývá inverzní b-rozpad - viz §1.2 "Radioaktivita", část "Radioaktivita b⁺" v monografii "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření".

Oblast 4: ~10¹¹g/cm³ < r < ~10¹⁴g/cm³Při dalším zvyšování hustoty se kolem hodnoty r ~10¹¹g/cm³ jádra stávají natolik těžká a obohacená neutrony, že začínají být nestabilní vzhledem k emisi neutronů. Se zvyšováním hustoty čím dál větší počet neutronů opouští jádra, takže látka sestává ze směsi neutronů, těžkých jader a elektronů. Při hustotách blízkých k 10¹⁴g/cm³ již jednotlivá jádra mizí a látka je tvořena směsí neutronů (převážná část), protonů a elektronů. Říkáme, že dochází k neutronizaci látky.

Oblast 5: r ł ~10¹⁴g/cm³Při těchto hustotách Fermiho hybnosti baryonů dosahují relativistických hodnot. Neutronový, elektronový a protonový "plyn" je v rovnováze vzhledem k přímému a inverznímu b-rozpadu, takže celková energie protonů Ep, elektronů Ee a neutronů En souvisejí spolu vztahem Ep + Ee = En a Fermiho hybnost neutronu je dvojnásobná než elektronu nebo protonu. Relativní zastoupení jednotlivých druhů částic pak bude dáno poměry ne= np, nn= 8.np= 8.ne, tj. nn : np : ne = 8 : 1 : 1. V této poslední oblasti je však velká nejistota ve stavové rovnici, protože kromě Fermiho tlaku relativistických baryonů se zde mohou výrazně projevovat jaderné interakce mezi nimi a též tvorba dalších částic. Přesný charakter nukleon-nukleonových interakcí za tak extrémních podmínek není přesně znám. Rovněž o charakteru tvorby částic není známo nic určitého (např. zda uvažovat i částice z grandunifikačních teorií?). V Harrisonově-Wheelerově stavové rovnici se při hustotách blízkých k jaderné a hustotách vyšších žádné nukleon-nukleonové interakce ani efekty tvorby nových částic neuvažují, látka se považuje za směs neinteragujících neutronů, protonů a elektronů tvořících Fermiho plyn. Předpokládá se zde, že s rostoucím zhušťováním rostou hybnosti nukleonů a tím se snižuje vliv jaderných sil na jejich pohyb.
Ve skutečnosti při velmi vysokých hustotách 2-10.10¹⁴g/cm³, které by mohly být ve středu masívních neutronových hvězd, však extrémně vysoké tlaky nahušťují baryony tak blízko sebe, že se vzájemně spojuje jejich kvarková struktura a "rozpouštějí" se na směs téměř volných kvarků a gluonů.- vzniká tzv. kvark-gluonová plasma, která může být mohutnou gravitací stabilizovaná. Kvarky, natlačené silnou gravitací velmi blízko k sobě, by mohly vytvářet Cooperovy páry, chovající se jako bosony a vytvářet supratekutý kondenzát. Tyto efekty by mohly vést k lepší stlačitelnosti než dovoluje Fermiho tlak; masívní neutronové hvězdy by se tak mohly smrštit do menší velikosti než by se předpokládalo pro složení jen z neutronů. Bylo diskutováno shora v pasáži "Vnitřní struktura neutronových hvězd".

Obecně lze říci, že stavová rovnice "chladné" látky je poměrně spolehlivě známa pro hustoty mnohem menší než jaderné, zatímco při velkých hustotách jsou zde značné nejistoty pramenící z neznalosti přesného charakteru interakcí elementárních částic při velmi vysokých energiích. Chování hmoty za velmi extrémních podmínek známe bohužel jen velmi málo, spíše činíme jisté více či méně podložené předpoklady o tom, jak by se hmota za takových podmínek mohla chovat...
V souvislosti s tím se proti úplnému gravitačnímu kolapsu často objevuje námitka: "Co když po dosažení jisté (i když velmi vysoké) hustoty je látka hvězdy již dále nestlačitelná?". Odpověď zní: "Pokud je nahromadění hmoty takové, že je dosaženo gravitačního poloměru, pak žádná hmota principiálně nemůže být nestlačitelná!". V §3.4 "Schwarzschildova geometrie" jsme totiž viděli, že Schwarzschildova geometrie prostoročasu, která v okolí takového útvaru bude (pokud je sféricky symetrický), diktuje každému objektu pod horizontem, aby se pohyboval směrem ke středu r=0. A každý objekt musí "poslechnout" - univerzální zákony prostoročasu jsou nadřazeny všem ostatním zákonům, protože všechny fyzikální jevy se v konečném důsledku řídí zákony mezi veličinami v prostoru a čase. Již zákony speciální teorie relativity zakazují absolutní tuhost a nestlačitelnost pro tělesa nenulových rozměrů, protože "zvuk" (mechanický rozruch) by se v nich musel šířit nekonečnou rychlostí. Ve skutečnosti však rychlost zvuku v_akus.~ Ö(dP/dr) musí být v každém případě menší než rychlost světla, tj. dP/dr < c². Tato základní mez je však stále ještě nerealisticky vysoká, protože pro izotropní prostředí (jedině v něm lze dobře definovat tlak v obvyklém smyslu) splňující silnou energetickou podmínku (viz §2.6, vztah (2.60)), podle níž stopa tenzoru energie-hybnosti musí být pozitivně definitní, dostáváme třikrát nižší mez pro poměr tlaku a hustoty hmoty: dP/dr Ł c²/3.
Dokonce i tehdy, kdybychom připustili nerealistický případ nestlačitelnosti, bude existovat jistá limitní hmotnost, nad kterou již nemůže být žádná rovnovážná konfigurace. Tlak totiž figuruje též v tenzoru energie-hybnosti dané látky a přispívá tedy k buzení gravitačního pole; vystupuje rovněž v čitateli vztahu (4.3). Při vysokých tlacích tak může nastat poněkud paradoxní situace, kdy tlak nebrání, ale naopak napomáhá dalšímu gravitačnímu kolapsu...
V praxi, tj. při gravitačním kolapsu dostatečně hmotné hvězdy, nemají žádné nejistoty ve stavové rovnici superhusté látky při r ł 10¹⁴g/cm³ vliv, protože interakce za ně odpovědné mohou přijít ke slovu až pod horizontem událostí; nemohou tedy zabránit vzniku černé díry.

Co je uvnitř černých děr?
Zvídavá otázka "Co je uvnitř něčeho?" je zcela legitimní a běžně si ji pokládáme u všech makroskopických a většiny mikroskopických objektů. Prozkoumání toho, co je uvnitř buňek ("Buňky - základní jednotky živých organismů"), zásadně posunulo naše chápání podstaty života a udělalo z biologie a medicíny mohutné a exaktní vědy. Zkoumání toho, co je uvnitř atomů, odhalilo fyzikální a chemickou strukturu hmoty a podstatu záření ("Stavba atomů"), přineslo obrovské množství aplikací. V každém oboru odpověď na otázku "co je uvnitř?" nějakého objektu podstatně zdokonalila úroveň našeho poznání pravdy.
Černé díry však do určité míry vzdorují tomuto trendu. A to nejen proto, že žádné černé díry se nenacházejí v nám dostupných vzdálenostech a na jejich přímé prozkoumání není naděje v dohledné budoucnosti. Jsou zde především principiální překážky. Jak bychom se pozorováním mohli dozvědět "co je uvnitř", když se žádný signál nikdy nemůže dostat z černé díry ven a dát nám odpověď?! Ať je v nitru černé díry cokoliv, vlivem horizontu událostí se to nemůže nijak projevit vně díry o ovlivnit okolní svět. I kdyby se odvážný badatel vydal zkoumat do nitra černé díry, už by se nikdy nemohl vrátit a sdělit nám své objevy; ani by před svou neodvratnou smrtí o nich nemohl ven poslat jakoukoli zprávu. Jedinou možností, jak odpovědět na zvídavou otázku "co je uvnitř černých děr?", je teoretické zkoumání toho, co předpovídají fyzikální zákony - jejich analýza a extrapolace. Ve shora uvedené pasáži "Co se stane s hmotou, jejími atomy a molekulami, když je pohlcena černou dírou?" jsme již částečně nastínili, co se tam podle obecné teorie relativity děje.
Jsou diskutovány v zásadě tři možnosti, co by se mohlo skrývat v nitru černé díry :
¨Singularita s nekonečnými gravitačními silami. To předpovídá "klasická" obecná teorie relativity a podrobněji to konkretizují Penroseovy a Hawkingovy teorémy o singulatitách (§3.7 "Prostoročasové singularity", §3.8 "Hawkingovy a Penroseovy teorémy o singularitách"). Singularita však není přijatelným řešením.
¨Kvantová pěna v níž končí geometrické vlastnosti prostoru a kauzální vlastnosti času. Singularita se "rozpustí" v kvantové pěně. Toto je, zatím neurčitý, pohled kvantové gravitace a kvantové geometrodynamiky (§B.4 "Kvantová geometrodynamika").
¨Tunel do jiného vesmíru nebo jiných částí prostoru. To naznačuje analýza složité geometrické a topologické struktury prostoročasu rotujících nebo elektricky nabitých černých děr (§4.4, část "Černé díry - mosty do jiných vesmírů?"). Reálná existence takových "tunelů" nebo "červích děr" je však z fyzikálního hlediska sporná (je kriticky diskutováno ve zmíněném §4.4).
Definitivní a nezvratnou odpověď zatím neznáme. Nové světlo na tyto otázky snad vrhnou očekávané pokroky v unitárních teoriích pole (§B.6 "Sjednocování fundamentálních interakcí. Supergravitace. Superstruny.").

Reálnost existence černých děr
Zrekapitulujeme-li si výsledky nastíněného rozboru vlastností konečných stádií hvězdné evoluce a gravitačního kolapsu a srovnáme to se situací pozorovanou ve vesmíru, můžeme učinit následující závěry :

Tím máme reálný základ a dostatečnou motivaci pro studium konkrétních vlastností různých druhů černých děr ve zbývajících odstavcích této kapitoly. Již zde můžeme očekávat, že se při analýze černých děr (která bude pro mnohé čtenáře možná nejzajímavější částí knihy) můžeme těšit na velmi neobvyklé a fascinující jevy!

Stručná rekapitulace :
Vznik a evoluce hvězd
Než začneme podrobněji analyzovat astrofyzikální vlastnosti jednotlivých druhů černých děr, stručně si pro přehlednost zrekapitukujeme procesy vzniku a evoluce hvězd (podrobněji popsaaé §4.1a 4.2) podle zjednodušeného obrázku (speciální a hraniční případy zde nejsou diskutovány) :

-> Na začátku je mlhovina - oblak z plynu a prachu, pocházející z kosmologické primární éry látky, nebo jako pozůstatek po zániku jiných předchozích hvězd.
-> Vlivem vlastní gravitace (případně s přispěním tlaku záření s okolních hvězd a supernov) se oblak začne smršťovat, plyn se zhušťuje a zahřívá, vzniká protohvězda.
-> Při smršťování se plyn v nitru zahřívá na několik milionů stupňů, až do zapálení termonukleárních reakcí, především syntézy vodíku na hélium. Vzniká hvězda, stabilně zářící po dobu milionů až miliard let díky energii termonukleárních reakcí. Vznikají většinou hvězdy průměrné velikosti (podobné Slunci, často menší), méně často obří hvězdy.
-> Po spotřebování vodíku v nitru hvězdy se její jádro smršťuje, enormně zahřívá a mohou nastupovat další termonukleární reakce slučování hélia na uhlík, i vyšší. Vnější části hvězdy se naopak rozpínají - vzniká rudý obr nebo veleobbr.
-> Tyto vnější obálky se posléze odvrhnou a vzniká tzv. "planetární mlhovina" (s planetami nemá nic společného...), uprostřed které se u méně hmotných hvězd nachází bílý trpaslík; ten se pak osamostatní (možnost termonukleární exploze bílého trpaslíka - supernova typu Ia - je diskutována v §4.2, pasáž "Výbuch supernovy. Termonukleární exploze. Kolaps jádra.").
-> V nitru větších, hmotnějších hvězd proběhne celá posloupnost termonukleárních reakcí až po železo.
-> Jádro těžkých hvězd pak zkolabuje za výbuchu supernovy, přičemž se vyvrhne velké množství materiálu obohaceného o těžší prvky. Konečným výsledkem může být buď neutronová hvězda (pozorovaná jako "pulsar"), nebo u velmi hmotných obrů kolapsem vznikne černá díra.

Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu :
Gravitace ve fyzice	Obecná teorie relativity	Geometrie a topologie
Černé díry	Relativistická kosmologie	Unitární teorie pole
Antropický princip aneb kosmický Bůh
Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření
AstroNuklFyzika ® Jaderná fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie


4.1. Gravitace a evoluce hvězd		4.3. Schwarzschildovy statické černé díry

Finální stádia evoluce – supernova, neutronová hvězda, černá díra