Hvězdná továrna na molekuly

Náš svět je složen z velkého množství rozmanitých chemických prvků, které se podle přesných pravidel slučují a vytvářejí složitější útvary – molekuly. Ty se dále formují v ještě komplikovanější struktury, například živé organizmy. Podle teorie velkého třesku se v raném vesmíru nacházely prvky vodík, helium a stopově lithium. Odkud se ale vzaly další prvky a molekuly, ze kterých se skládáme?

Hans Bethe se ve třicátých letech minulého století zabýval jinou otázkou, která několik století trápila vědce, totiž kde berou hvězdy energii, aby mohly zářit stovky milionů nebo miliardy let. Žádné vysvětlení nebylo uspokojivé (např. dopady planetek na povrch Slunce, gravitační smršťování apod.). Bethe využil závěry Einsteinovy speciální teorie relativity (ΔE = Δm · c²) a ukázal, že hvězdy získávají svou energii termojadernou fúzí lehčích prvků na těžší. Odpověděl tak na dvě klíčové otázky v astronomii zároveň, jak hvězdy získávají dostatečné množství energie pro jejich zářivou existenci a jak vznikají ve vesmíru chemické prvky. V nitrech hvězd slučováním jader lehčích prvků vznikají prvky až po železo. Prvky těžší než železo, jako jsou uran, olovo a další, pak vznikají při procesech těsně předcházejících explozi hvězdy jako supernovy. Dodejme, že takto končí pouze malá část hvězd.

Vznik chemických prvků je úzce spjat s životem hvězd, ale jak je to s molekulami? Molekuly ve vesmíru zcela běžně pozorujeme, a to na místech, kde klesla teplota prostředí na hodnotu, která dovoluje jejich vznik. Takovým místem mohou být například atmosféry chladných hvězd či oblaka mezihvězdného plynu a prachu. Do mezihvězdného prostoru se molekuly dostávají prostřednictvím hvězdného větru, který má velmi komplikovanou strukturu. Stejně jako jednotlivé prvky se i molekuly ve spektru hvězdy prozradí spektrálními čarami (respektive spektrálními pásy).

Je-li ve spektru hvězdy zastoupen uhlík nebo kyslík významněji než jiný prvek, mluvíme o uhlíkových nebo kyslíkových hvězdách. Astronomové již více než třicet let pozorují hvězdy uhlíkové (nazývané podle hlavní představitelky CW Leo), v jejichž fotosférách se vyskytují nejrůznější molekuly obsahující uhlík. Skupina astronomů vedená Lucy M. Ziurysovou z Arizonské univerzity pozorovala v souhvězdí Velkého psa (s nejjasnější hvězdou oblohy Síriem) hvězdu VY CMa, jež je 25krát hmotnější, s efektivní povrchovou teplotou zhruba 3000 K (sluneční povrchová teplota je 5800 K) a 500 000krát zářivější než Slunce. Hvězdný vítr z této hvězdy odnáší přibližně 2 · 10^–4 hmotnosti Slunce ročně; což je 10¹⁰krát více než v případě slunečního větru! VY CMa je podobně jako hvězdy typu CW Leo řazena mezi chladné a i ona se nachází v pokročilém stadiu svého vývoje (tzv. červený nadobr). Mezi oběma hvězdami je ale zásadní rozdíl: VY CMa má významnější zastoupení kyslíku, což dává větší prostor pro vznik rozmanitějšího množství molekul.

Všeobecně se soudí, že je-li kyslík v daném prostředí zastoupen více než uhlík, bude se většina uhlíku vázat do stabilní molekuly CO. Spektroskopická pozorování v milimetrových a submilimetrových vlnových délkách k velkému překvapení odhalila ve fotosféře hvězdy VY CMa a v jejím bezprostředním okolí k již známým molekulám sedm nových: NaCl, HCO⁺, PN, CS, HNC a SiS. Zvláštní pozornost jistě zasluhuje molekula PN, neboť fosfor je jedním ze stavebních kamenů DNA. Objevení iontu HCO⁺ bylo také překvapující, neboť se v tomto prostředí předpokládal výskyt pouze neutrální molekuly.

Molekuly se ve spektru prozradily specifickými spektrálními pásy. Použité spektroskopické metody jsou velice přesné, a tak z polohy spektrálních pásů a Dopplerova jevu lze určit nejen konkrétní molekuly, ale též strukturu hvězdného větru, který odnáší materiál z fotosféry hvězdy do mezihvězdného prostoru. Zájem o molekuly ve hvězdném větru je dán také tím, že v plynné fázi mohou molekuly vytvářet složité organické a anorganické struktury o stovkách atomů. Tyto struktury následně můžeme pozorovat v infračervené oblasti spektra; nacházíme je například v planetárních mlhovinách.

Studium hvězd typu VY Canis Majoris nám přináší informace nejen o chladných hvězdách v závěrečných stadiích vývoje, o utváření molekul ve vesmíru, ale také o mechanizmech, jimiž se tyto molekuly dostávají od mateřských hvězd do mezihvězdného prostoru. Neměli bychom zapomínat ani na to, že právě toto „znečišťování“ mezihvězdného prostředí produkty hvězdného vývoje sehrálo důležitou roli při vzniku sluneční soustavy, a především života na Zemi. (Nature 447, 1094, 2007)