Jak nakopnout umírající hvězdu?

struktura_slunce

Struktura Slunce. Kredit: Kelvinsong, Wikimedia Commons.

Hvězdy typu Slunce nejsou ve spotřebě vodíku příliš efektivní. Spotřebují ho jen malou část a pak se odeberou do věčných lovišť. Nešlo by s tím něco udělat?

Jak jistě každý ví, hvězdy nežijí věčně. Hvězdní obři mají směšně krátký život a končí ho spektakulární explozí. Oproti tomu drobní červení trpaslíci, jako je třeba sousední Barnardova hvězda nebo legendární Proxima Centauri, budou žít úsporným stylem nejspíš ne miliardy, ale biliony let.

Fraser_Cain

Fraser Cain. Kredit: F. Cain.

 Slunce je jako docela všední žlutý trpaslík mezi těmito extrémy. Podle všeho se teď velmi zvolna blížíme do poločasu jeho životní pouti a pokud se nestane něco ošklivého, tak má Slunce před sebou ještě tak 5, možná 7 miliard let stabilní existence. Nicméně, popularizátor Fraser Cain se na serveru Universe Today zaobírá tím, jestli by bylo možné umírající hvězdu nahodit zpátky na pořádný výkon. Takže, jak na to?

Proxima_Centauri

Proxima Centauri. Nenápadný červený trpaslík pravděpodobně mnohonásobně přežije Slunce. Kredit: NASA/ CXC/ SAO.

Vlastně není nutné přizvat superhrdinu, nasměrovat do hvězdy gigantický koráb se sebevražednou posádkou ani použít přízračný hvězdný defibrilátor ve snaze vrátit život hvězdě nezměrnými elektrickými šoky. Když jde o život a umírání hvězd je to vždycky o vodíku. Hvězdu pohání termojaderná fúze vodíku na helium. Hvězda jako je Slunce má teplotu a tlak nezbytné pro rozjetí fúze jen ve své jádru, které zabírá cca 25 procent poloměru hvězdy a představuje zhruba pouhá 2 procenta jejího objemu. Jádro hvězdy obklopuje takzvaná vrstva v zářivé rovnováze (anglicky radiation zone, případně radiative zone). Teplota a tlak už tu nejsou takové, aby tady běžela termojaderná fúze. Vrstvou v zářivé rovnováze se jen prodírá záření z jádra Slunce do konvektivní zóny, kde se sluneční energie přenáší prouděním plazmy, čili konvekcí a pak dál do fotosféry a pryč do okolního prostoru.

Problém je podle Caina v tom, že vrstva v zářivé rovnováze funguje jako zeď, která drží množství potenciálního hvězdného paliva stranou od termojaderného kotle jádra hvězdy. Slunce začne umírat, když spotřebuje pouhých 10 procent svého vodíku.

struktura_hvezd

Struktura hvězd podle velikosti vzhledem ke Slunci. Červený trpaslík vlevo, černé šipky konvektivní zóny, červené blesky vrstvy v zářivé rovnováze. Kredit: Xenoforme, Wikimedia Commons.

Co kdybychom tedy propojili konvektivní zónu s jádrem hvězdy, aby docházelo k promíchávání hvězdného materiálu a zařídili tím efektivnější spalování hvězdného vodíku termonukleární fúze v jádru? Zní to dost šíleně, ale něco takového běžně funguje v okolním vesmíru. Jsou to právě skromní a chladní červení trpaslíci s hmotností nižší než 35 procent Slunce, v jejichž vnitřnostech je konvektivní zóna propojená s jádrem hvězdy. Takové hvězdy pak docela efektivně zužitkují svůj vodík a dožívají se až biliony let.

Pokud by se nám podařilo vyvinout technologie, s nimiž bychom přestavěli nitro hvězdy tak, aby do jádra proudil čerstvý vodík, tak bychom se mohli hřát v paprscích dotyčné hvězdy o dost déle, než kolik činila její původní záruční doba.

cerveny_trpajzlik

Úsporný červený trpaslík, Barnardova hvězda. Kredit: Universe Today.

Cain připouští, že to rozhodně nebude jednoduché. Bude to vyžadovat hvězdné inženýrství velkolepých měřítek. Naši potomci, pokud ještě budou mít chuť dělat podobně bláznivé věci, by například mohli rozřezat Slunce anebo jiné hvězdy na několik dlouho žijících červených trpaslíků. A to pak bude pohodový život.

How Do You Jumpstart A Dead Star? Kredit: Fraser Cain.

 

Atorem článku je Standa Mihulka. Hromadu dalších jeho článků můžete najít na www.osel.cz

Literatura: Universe Today 13. 3. 2014, Wikipedia (Sun, Nuclear fusion, Radiation zone)