Myšlenky na to, co se stane, až Slunci dojde palivo, se zdají být předčasné, protože by k tomu mělo dojít až za 5 miliard let. Pro astronomy však poslední okamžiky umírajícího Slunce představují zajímavou teoretickou výzvu.

Podle nejnovějšího teoretického modelu by měl poslední výdech Slunce rozprsknout do okolí komety z Oortova oblaku, kometární „líhně“ ležící za oběžnou dráhou Pluta.

Většina práce dnešních astronomů se neodehrává v pozorovacích kupolích, ale na obrazovkách počítačů. Počítače jsou důležité jak pro analýzu dat získaných nejrůznějšími typy pozorovacích zařízení, tak pro vytváření simulací vesmírných dějů jazykem matematiky.

Mezi přední světové matematické „modeláře“ vesmíru patří i Dimitri Veras, který dnes působí na Astronomickém ústavu univerzity v britské Cambridgi. Společně se svým týmem se Veras nedávno zabýval modelováním důležitého mezikroku v životě hvězd – vzniku červeného obra.

Od kolébky po hrob

Menší hvězdy typu našeho Slunce procházejí během své existence v zásadě pěti hlavními fázemi. Počátkem života hvězdy, jakousi její „porodnicí“, je mezihvězdné zárodečné mračno plynů, z něhož se za šťastných okolností vytvoří protohvězdy.

Skutečnou hvězdou se protohvězda stane až po zažehnutí jaderných reakcí, které jsou zdrojem její energie. Vlny vyzářené energie záhy „odfouknou“ většinu zbytků zárodečného oblaku a mladá hvězda se hvězdou tzv. „hlavní posloupnosti“ (main sequence).

Z posledních zbytků zárodečného oblaku, jakéhosi vesmírného „smetí“ se postupně zformuje planetární soustava.

V této fázi se nachází většina hvězd (včetně našeho Slunce). Když hvězdě tohoto typu dojde vodíkové palivo, exploduje její jádro a na krátkou dobu se změní v tzv. červeného obra. Když časem zmizí všechny plyny po explozi, odhalí se jádro, přezdívané bílý trpaslík, který je jakousi hvězdou v „důchodu“.

Poslední kýchnutí Slunce

Během procesu přeměny v červeného obra (tzv. AGB proces) budou tzv. vnitřní planety sluneční soustavy, pravděpodobně včetně Země, vlnou energie zcela pohlceny. Jaký bude mít však exploze vliv na další oblasti sluneční soustavy?

I na tuto otázku se s pomocí teoretického modelu snažili odpovědět astronomové pod vedením Dimitrije Verase. Jak bude Slunce ubývat na hmotnosti, bude klesat jeho gravitace. Díky tomu by mohlo do okolního vesmíru „vypustit“ některé své satelity.

Existuje však důležitá podmínka – doba, po kterou bude trvat smrštění, nesmí být delší než doba oběhu planety okolo Slunce.  Neviditelný „provázek“ gravitace tedy bude ke zbytkům Slunce patrně stále poutat jak plynné obry, tak Pluto a jeho měsíce.

Poslední „kýchnutí“ Slunce však podle všeho odnese zdroj většiny komet, tzv. Oortův oblak. A nepomůže mu ani to, že se nachází až za oběžnou dráhou Pluta. Podle teoretického modelu způsobí smrt Slunce „rozfoukání“ až 20 % jeho hmoty do okolního vesmíru.

Jak kýchají obří hvězdy?

Přeměna hvězd velikosti Slunce v rudého obra je ve srovnání s velkými hvězdami skutečným vesmírným „kýchnutím“. U hvězd s hmotností mezi 7- až 20násobkem velikosti Slunce je poslední fází existence tzv. neutronová hvězda.

Okolo neutronové hvězdy mohou také obíhat planety, takzvané pulzarové planety. Podle modelu Dimitriho Verase je limit pro budoucí tyto budoucí satelity přesně nastaven již při této dřívější vývojové fázi, tedy přeměně v červeného obra.

Gigantické hvězdy o hmotnosti větší než je dvacetinásobek našeho Slunce končí svou „kariéru“ ve vesmíru jako černé díry. Jejich exploze je tak mohutná, že „rozprskne“ své planety do okolí mimo dosah gravitace.

Z takových planet se pak stávají tuláci, putující mezihvězdným prostorem bez toho, aby obíhali nějakou z hvězd.

Diagram života hvězd

*Stejně jako cokoliv jiného v přírodě je i život hvězd dynamickou záležitostí.

*Na základě pozorování, statistických analýz a teoretických modelů dnes dokážou astronomové poměrně přesně odhadnout i zákonitosti, jimiž se takový „život hvězd“ řídí.

*Jedním z důležitých kritérií pro popis hvězdy je její umístění v rámci tzv. HR diagramu (celým jménem Hertzsprungova-Russellova diagramu).

*Toto schéma popisuje různé fáze vývoje hvězdy vzhledem k jejich povrchové teplotě (a tedy tzv. spektrálnímu typu) a svítivosti.

*Fáze vývoje se u hvězd různé hmotnosti drobně liší. Zatímco menší hvězdy končí svůj život jako bílí trpaslíci a větší jako neutronové hvězdy, ty největší z nich se dočkají konce vesmíru v podobě černých děr.