Slunce je často nazýváno „průměrnou“ hvězdou, ale to je zavádějící. Ve skutečnosti je v horních 10 % hmotnosti hvězd. Vesmíru dominují malí, slabí červení trpaslíci, z nichž mnozí jsou menší než polovina velikosti Slunce. Hvězda potřebuje mít alespoň 7-8% sluneční hmoty, aby podpořila jadernou fúzi, proces, který ji definuje jako hvězdu. Ale jak hmotná může být hvězda na druhém konci spektra?
Limity hvězdné hmotnosti
Existuje horní limit. Po určitém bodě hvězdy generují tolik energie, že se destabilizují a rozpadnou. Tento limit není pevný; změnil se v průběhu kosmologického času. Klíčovým faktorem není velikost nebo hmotnost, ale hmotnost, která určuje rovnováhu mezi gravitací tahající dovnitř a energií tlačící ven. Více hmoty znamená vyšší tlak v jádře, teplotu a nekontrolovatelnou rychlost fúze.
Rychlost syntézy se exponenciálně mění s teplotou. Na Slunci má malá změna teploty dramatický vliv na produkci energie. Ale u hmotných hvězd zdvojnásobení teploty zvyšuje produkci energie milionkrát. Toto extrémní spojení vysvětluje, proč hvězdy nemohou jednoduše růst donekonečna.
Zpětná vazba: Masa, energie a zkáza
Pokud hvězda nabere příliš mnoho hmoty, zvýší se její gravitace, zvýší se teplota jádra a urychlí se fúze. Tím se uvolní energie, která odfoukne vnější vrstvy hvězdy a sníží její hmotnost. Tato negativní zpětná vazba brání hvězdám, aby se staly příliš hmotnými. Tyto nestabilní hvězdy procházejí prudkými erupcemi, které způsobují, že mají krátké životy.
Teoretická horní hranice pro hmotnost hvězd je asi 300 hmotností Slunce. Takové hvězdy jsou vzácné; Bylo pozorováno pouze několik hmotností přesahujících 200 hmotností Slunce. Nejhmotnější známá hvězda je R136a1, která se nachází ve Velkém Magellanově mračnu, 160 000 světelných let daleko. Vyzařuje sedm milionůkrát více energie než Slunce, což ospravedlňuje jeho vzdálenou polohu.
R136a1, součást hvězdokupy R136, byla zpočátku mylně považována za jedinou hvězdu kvůli své extrémní svítivosti. Pozorování HST potvrdila, že se jedná o kupu, ale R136a1 zůstává netvorem s odhadovanou hmotností 290 hmotností Slunce – blízko teoretickému limitu. Je mladá, stará pouze milion let a pravděpodobně za další dva miliony let exploduje jako supernova.
Role těžkých prvků
Přítomnost těžších prvků ve vnějších vrstvách hvězdy také omezuje její hmotnost. Tyto prvky absorbují energii, zvyšují teplotu a urychlují ztrátu hmoty. I malé množství těžkých prvků má významný účinek.
V prvních fázích existence Vesmíru tomu však bylo jinak. První hvězdy vznikly v prostředí téměř bez prvků těžších než vodík a helium. Bez těchto prvků pohlcujících energii by se první hvězdy mohly stát mnohem hmotnějšími – některé modely naznačují tisíce hmotností Slunce. Tyto hvězdy první generace žily rychle a umíraly mladé, zasévaly vesmír těžkými prvky prostřednictvím výbuchů supernov.
Vyhledávání hvězd první generace
Navzdory probíhajícímu pátrání nebyly dosud potvrzeny žádné hvězdy první generace. Jejich obrovská svítivost v kombinaci s extrémními vzdálenostmi je činí matnými a obtížně detekovatelnými. Jakmile bude jeden objeven, potvrzení jednoho donutí astronomy přehodnotit své odhady, jak by se hmotné hvězdy ve skutečnosti mohly stát – možná ne dnes, ale v dávné minulosti.
Pochopení limitů hvězdné hmoty odhaluje základní pravdy o vzniku, vývoji a zániku hvězd, které všechny závisí na složení a kosmickém načasování.
