Hvězdy nejsou navždycky. Každá z nich se v nějakou chvíli rozsvítila a každá z nich jednou přestane. Jak hvězda skončí, je rozhodnuté ještě dřív, než vůbec začne svítit — podle toho, kolik plynu se jí povedlo nashromáždit. Nic jiného na hvězdě nerozhoduje ani zdaleka tolik.
Hvězda je koule plynu, která se hádá sama se sebou, a ta hádka je to, co ji drží naživu.
Gravitace táhne každý kousek toho plynu doprostřed. Kdyby působila jen ona, celá koule by se zhroutila dovnitř a bylo by po všem během pár hodin. Jenže mačkaný plyn se zahřívá, a úplně uprostřed se rozpálí tak — asi na patnáct milionů stupňů —, že do sebe atomy vodíku narážejí dost tvrdě na to, aby se slepily. Tomu se říká fúze a uvolňuje dost energie na to, aby všechno udržela nahoře.
Takže se hvězda ustálí v patové situaci: padá dovnitř, tlačí ven, ani jedno nevítězí. Hvězda není věc, která hoří. Je to zhroucení, které se zastavilo a které se zevnitř drží otevřené.
Celý ten životopis níž je jedna otázka, položená pořád dokola: když paliva uprostřed ubývá a tlačení slábne, co udělá gravitace dál? Odpověď záleží úplně na tom, kolik je toho, co jde přitáhnout.
Hvězdy začínají na nečekaném místě: v tom nejstudenějším a nejtemnějším, co existuje. Obrovské mračno plynu a prachu si sedí ve vesmíru při zhruba −260 °C a miliony let nedělá skoro nic. Pak do něj něco strčí — projde tudy rázová vlna, nebo poblíž vybuchne hvězda — a kousek mračna se stane trochu hustším než jeho okolí.
Ten kousek k sobě přitáhne o trochu víc plynu, čímž zhoustne ještě víc, čímž přitáhne ještě víc. Jakmile tohle jednou začne, už to nepřestane. Mračno se rozláme na hrudky, každá hrudka se hroutí, každé hroucení se uprostřed zahřívá, a jestli hrudka nasbírala dost materiálu, dosáhne její střed nakonec teploty, při které se zapálí fúze. V tu chvíli se hvězda rozsvítí a odfoukne zbytky pryč.
Na tohle se dá dívat přímo. Mlhovina v Orionu, mlhovina Orel a mlhovina Laguna jsou mračna, která zrovna teď vyrábějí hvězdy, a září proto, že je zevnitř nasvěcují ty první hvězdy, které se stihly rozsvítit.
Protože se celé mračno rozláme naráz, rodí se hvězdy po vrzích, ne po jedné. Plejády a hvězdokupa Jesličky jsou takové vrhy mladých hvězd, které se od sebe pořád rozcházejí. Slunce mělo bratry a sestry taky. Rozutekly se dávno a nikdo neví, které hvězdy to dneska jsou.
Ne všechen zbylý plyn se odfoukne. Něco z něj se usadí do plochého disku, který obíhá kolem nové hvězdy, a z toho disku vznikají planety. Kolem Bety Pictoris takový disk pořád je a pořád viditelně hrudkovatí. Přesně takhle začala Země.
Tohle je páteř celé stránky. Najdi řádek, do kterého tvoje hvězda patří, a přečti si ho až do konce.
Poslední řádek není hmotnost při zrodu vůbec — je to, co se stane, když do sebe mnohem později narazí dvě hvězdy, které už skončily. Čísla vlevo jsou hrubá a hranice mezi řádky jsou přesně to, o čem se pořád ještě vede spor.
Pod zhruba osmi procenty hmotnosti Slunce se hroutící hrudka nikdy nestlačí uprostřed dost silně. Zahřeje se, žhne matně červeně, a dál to nejde. To je hnědý trpaslík — ani hvězda, ani planeta —, a nečeká ho nic než pomalé chladnutí po zbytek času. Luhman 16 je dvojice takových a patří k tomu vůbec nejbližšímu, co u Slunce je.
Osm procent Slunce je pořád asi osmdesátkrát víc, než váží Jupiter, což ti dá představu, jak daleko má Jupiter k tomu být hvězdou. Není to těsně vedle.
Většina hvězd v galaxii jsou červení trpaslíci: malí, matní, chladní a zdaleka nejběžnější, co existuje. Proxima Centauri, nejbližší hvězda ke Slunci, je jedním z nich a bez dalekohledu ji neuvidíš. TRAPPIST-1 je další — sotva širší než Jupiter, a přesto drží sedm planet velkých jako Země.
Červený trpaslík se svým palivem šetří a promíchává se skrz naskrz, takže ho dokáže spotřebovat prakticky všechno. Díky tomu vydrží biliony let. A teď to nejlepší: vesmíru je asi 13,8 miliardy let, což není ani jedno procento života červeného trpaslíka. Takže i když jsme si docela jistí, že skončí jako bílí trpaslíci, je to předpověď, ne pozorování. Ani jeden červený trpaslík nikde nikdy neskončil. Všichni jsou naživu od chvíle, kdy se narodili, a každý z nich pořád je.
Slunce má za sebou asi půlku svého vodíku. Zhruba za pět miliard let uprostřed dojde a patová situace se převáží. Jádro se smrskne a rozpálí; vnějšek na to odpoví tím, že se nesmírně nafoukne. Ze Slunce se stane červený obr, dost široký na to, aby spolkl Merkur a Venuši a nechal Zemi spálenou a bez vzduchu.
Jednoho takového si můžeš prohlédnout hned teď: Arktur, jedna z nejjasnějších hvězd severní oblohy, má asi hmotnost Slunce, ale je zhruba pětadvacetkrát širší. Je to budoucnost Slunce, která se už děje, a je jasně oranžový, protože nafouklá hvězda má chladnější povrch.
Červený obr drží svůj vnějšek jen volně. Jeho svrchní vrstvy odplouvají pryč během několika desítek tisíc let a horké jádro, které zůstane uprostřed, je zevnitř nasvítí. Výsledkem je jedna z nejhezčích věcí na obloze a jedna z nejhůř pojmenovaných: planetární mlhovina, která nemá s planetami společného vůbec nic. Někomu v osmdesátých letech osmnáctého století připadaly v malém dalekohledu jako kotoučky planet, a to jméno už zůstalo. Prstencová mlhovina, Činka a Šroubovice jsou tři z nich a v malém dalekohledu jsou opravdu všechny tři dosažitelné.
Obal se rozředí a zmizí asi za dvacet tisíc let — což je mrknutí oka — a co zbude, je holé jádro: bílý trpaslík. Nemá palivo a nevyrábí žádnou novou energii. Je to prostě jen hodně horká věc, která už nemá co dělat a chladne. Sirius B je jeden takový a obíhá kolem nejjasnější hvězdy noční oblohy.
Slovo „malý“ tohle neunese. Každý panel níž je nakreslený v jiném přiblížení a to přiblížení je napsané mezi nimi.
Všechno v posledním panelu váží víc než všechno v tom prvním. Lžička látky z toho pravého by měla hmotnost celé hory.
Bílý trpaslík sám o sobě jenom tiše chladne. Jenže většina hvězd má společníka, a bílý trpaslík se sousedem z něj umí strhávat plyn. Jak se to děje, se dá sledovat u SS Cygni, kde se ukradený plyn hromadí a každých pár týdnů vzplane.
Kolik toho bílý trpaslík udrží, má tvrdou mez — asi jedna a čtyři desetiny hmotnosti Slunce. Nacpi do něj víc a nezhroutí se pozvolna. Celý ten objekt naráz vybuchne jako supernova typu Ia, a tohle je jediný způsob hvězdné smrti, po kterém nezbude nic. Žádná neutronová hvězda, žádná černá díra. Jen trosky letící ven a prázdné místo tam, kde bývala hvězda.
Obě poslední supernovy, které kdy někdo v naší vlastní galaxii viděl pouhým okem, byly tohohle druhu: Tychonova v roce 1572 a Keplerova v roce 1604. Ta Tychonova byla ta, která zlomila starobylé přesvědčení, že se nebe nikdy nemění — objevila se nová hvězda, měsíce zůstala na místě a pak pohasla. Od té poslední je to přes čtyři sta let a máme jednu dlužnou.
Protože ta mez je pokaždé stejné číslo, vybuchne každá supernova typu Ia se skoro přesně stejnou skutečnou jasností. Takže když astronomové nějakou zahlédnou ve vzdálené galaxii, prozradí jim to, jak matně vypadá, jak je ta galaxie daleko. Tohle je šestá příčka žebříku vzdáleností a právě takhle se změřilo rozpínání vesmíru. Z umírající hvězdy, která je pokaždé stejně jasná, se vyklube měřítko.
Hvězda o osmi Sluncích a víc žije rychle: jasná, modrobílá a hotová za pár desítek milionů let, zatímco červený trpaslík se sotva rozjel. Když jí dojde vodík, neskončí. Slučuje helium, pak uhlík, pak kyslík, každá fáze žhavější a rychlejší než ta předchozí — a ty poslední trvají spíš dny než roky.
Pak vyrobí železo a zarazí se. Slučování železa energii spotřebovává místo toho, aby ji vydávalo, takže ve chvíli, kdy je jádro železné, tlačení ven úplně přestane. Není žádné varování a žádné zpomalení. Jádro se zhroutí asi za čtvrt vteřiny, zbytek hvězdy se za ním zřítí, narazí do teď už pevného středu a odrazí se. Hvězda se roztrhá na kusy a na několik týdnů přesvítí všechny ostatní hvězdy své galaxie dohromady.
SN 1987A je ta nejbližší, kterou kdo v moderní době viděl, a předvedla něco pozoruhodného: její neutrina dorazila do detektorů na Zemi tři hodiny dřív než její světlo. Vylétnou z hroutícího se jádra rovnou ven, kdežto světlo se musí prodrat celým zbytkem hvězdy.
Co zůstane uprostřed, je neutronová hvězda: jádro stlačené tak, až povolily samotné atomy. RX J1856.5-3754 je ta nejbližší známá. Spousta z nich se rychle točí a rozmetá kolem sebe paprsek rádiových vln jako maják; chytneš-li ten paprsek, máš pulsar. Pulsar v Krabí mlhovině se otočí třicetkrát za vteřinu a sedí uprostřed Krabí mlhoviny — pořád se rozpínajícího vraku hvězdy, kterou čínští astronomové viděli vybuchnout v roce 1054 a zapsali si ji jako „hosta“ dost jasného na to, aby byl vidět za bílého dne.
Ještě těžší, a jádro je moc těžké na to, aby se udrželo i jako neutronová hvězda. Nic známého ho nezastaví a padá dál: černá díra. Ta nejbližší dosud nalezená je Gaia BH1, a prozradí se jenom tím, že úplně obyčejná hvězda vedle ní viditelně obíhá kolem něčeho, co tam není.
Některé těžké hvězdy možná ohňostroj úplně přeskočí: jádro se zhroutí, a místo aby se odrazilo, spadne za ním celá hvězda. Hvězda nevybuchne. Zhasne.
N6946-BH1 je nejlepší kandidát, jakého kdo má. Astronomové roky fotografovali blízkou galaxii a hlídali si její největší hvězdy. Jedna z nich — asi pětadvacetkrát hmotnější než Slunce — v roce 2009 trochu zjasněla, pak pohasla, a v roce 2015 na snímcích prostě chyběla. Žádný výbuch nikdy nebyl.
Úplně nahoře na té stupnici, nad zhruba sto třiceti Slunci, se jádro rozpálí tak, že se jeho světlo začne měnit v páry částic. Zní to neškodně a není: to světlo bylo součástí toho, co hvězdu drželo nahoře, a proměnit ho v hmotu tu podporu odebere. Hvězda se smrskne, zapálí se naráz a je rovnou zničená — žádné jádro, žádný pozůstatek, nic. Dneska jsou tyhle vzácné, ale úplně první hvězdy ve vesmíru byly mnohem těžší než cokoli, co vzniká dnes, a některé z nich nejspíš skončily právě takhle.
Neutronové hvězdy někdy chodí po dvou a obíhají kolem sebe. Taková dvojice hodně pomalu ztrácí energii — uniká z ní jako vlnky v samotném prostoru —, takže se dráha stahuje po miliony let, pak po staletí, pak po minutách. Na konci kolem sebe létají stokrát za vteřinu a splynou.
Tomuhle se říká kilonova a odsud pochází pořádná část všeho zlata na světě. Když se do sebe napálí neutronové hvězdy, vzniknou prvky, které žádná obyčejná hvězda neumí: zlato, platina, uran. Vymrští se to do vesmíru a nakonec to skončí v planetách, v prstenech a v drátech.
Jedna už byla pozorovaná: GW170817 v roce 2017. Byla ucítěná dřív, než byla vidět — detektory naměřily, jak se země natáhla o míň, než je šířka atomového jádra, když ty vlnky procházely Zemí —, a teprve pak se dalekohledy otočily a našly nový bod světla. Za čtrnáct dní pohasl.
Skoro žádný z atomů, ze kterých jsi, na začátku vesmíru neexistoval. Vodík ano a helium taky. Všechno ostatní se vyrobilo uvnitř hvězd a pustilo se ven, když ty hvězdy umřely.
To všechno se povalovalo jako plyn a prach v jednom mračnu, a pak, před čtyřmi a půl miliardami let, se kus toho mračna zhroutil a stalo se z něj Slunce a Země a nakonec ty. Být z mrtvých hvězd není básnický obrat. Je to prostě to, odkud ty atomy jsou.
Za jasného zimního večera najdi Orion — tři jasné hvězdy v krátké rovné řadě a další čtyři, které kolem nich značí rohy. Nech si oči pár minut zvyknout a pak se pozorně podívej na barvu dvou z nich:
Teď najdi Aldebaran, oranžovou hvězdu nahoře napravo od Orionu, která značí oko býka Taura. Porovnej ho s Betelgeuzí. Tvému oku připadají skoro stejně barevné.
Jenže je v tom háček a v něm je smysl celé téhle stránky. Betelgeuze a Aldebaran vypadají stejně a stejné nejsou. Aldebaran má asi hmotnost Slunce a skončí tiše jako bílý trpaslík. Betelgeuze má zhruba šestnáctkrát víc než Slunce a skončí jako supernova — dost jasná na to, aby tady vrhala stíny. Barva ti řekne, jaký je povrch. Konec ti prozradí jenom hmotnost, a hmotnost není nic, co bys viděl.