Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 4 – vyšlo 27. ledna, ročník 10 (2012)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Jsou supernovy Ia kvalitními standardními svíčkami?

Petr Kulhánek

Určování vzdáleností ve vesmíru je problémem, který se táhne celou historií astronomie. Na malých vzdálenostech máme k dispozici přímá měření z odrazu laserovéhoLASER – Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation, zesílení světla pomocí stimulované emise záření. Roku 1958 ukázal Charles Hard Townes spolu s Arthurem Leonardem Schawlowem, že je možné zkonstruovat podobné zařízení jako již existující MASER (pracuje v mikrovlnné oblasti) také pro světlo. První laser zkonstruoval Theodore Harold Maiman v roce 1960. Aktivním prostředím byly ionty chrómu v syntetickém rubínovém krystalu. paprsku nebo z radarových odrazů. Na větších vzdálenostech můžeme využít trigonometrie a vzdálenosti blízkých hvězd určit například z jejich paralaxyParalaxa – úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší. Největší je u Proximy Centaury, kde činí 0,76″.. Tímto výčtem možnosti relativně přímých měření končí. Na ještě větších vzdálenostech jde vždy o odhady. U nejbližších galaxií je možné vyhledávat cefeidyCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912., jejichž perioda proměnnosti souvisí s jejich svítivostíSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR²σT⁴. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum). a odsud je možné ze známé periody a jasnostiJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m₂ − m₁ = 2,5 log J₁ / J₂. odhadnout vzdálenost cefeidy i mateřské galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.. Tato metoda ale zákonitě selže u vzdálenějších galaxií, ve kterých už cefeidy nevidíme. Na konci 20. století se s úspěchem začaly pro měření vzdálenosti používat exploze supernov IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 M_S) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na ⁵⁶Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku., které představují jakési normované výbuchy, podle jejichž jasnosti lze odhadnout vzdálenost mateřské galaxie. Zdálo se, že dlouho hledaná standardní svíčka pro kosmologické vzdálenosti byla konečně nalezena…

Velmi vzdálené supernovy Ia nalezené Hubblovým dalekohledem. V horní části je mateřská galaxie před explozí, v dolní v průběhu exploze. Z jasnosti supernovy je možné odhadnout vzdálenost mateřské galaxie. Zdroj: HST/ACS/NASA/Adam Riess.

Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.

Supernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 M_S) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na ⁵⁶Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku.

Supernova typu Ib – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku. Zůstala jí však obálka z hélia, která tvoří výraznou absorpční čáru na vlnové délce 570 nm. Spektrum dále obsahuje typické čáry O I, Ca II, Mg II, zcela chybí čáry vodíku. Příkladem může být objekt SN 2008D v galaxii NGC 2770 v souhvězdí Rysa ve vzdálenosti 88×10⁶ světelných roků.

Supernova typu Ic – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku a hélia. Mohla ji odhodit nebo ji odsál souputník. Ve směru osy rotace se vytvářejí obálkou netlumené výtrysky, které díky brzdění okolním prostředím září krátkodobě v RTG a gama oboru. Zbylé Fe jádro s uhlíkodusíkovou vnější vrstvou kolabuje na černou díru. Ve spektru chybí jak vodíkové, tak heliové čáry. Při kolapsu dojde k prudkému zrychlení rotace a vytvoření tlustého akrečního disku. Příkladem může být objekt SN 2003yd v souhvězdí Vodnáře, který je vzdálen 270×10⁶ světelných roků. Osa výtrysků nemíří k Zemi.

Supernova typu II – velmi hmotná, hroutící se hvězda po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda, nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí. Supernovy typu II mají ve spektru přítomné vodíkové čáry. Tyto supernovy dále dělíme podle dosvitu na dvě skupiny II L s lineárním poklesem jasnosti a II P, u kterých má dosvit plató s malým poklesem jasnosti. Typickým příkladem typu II P je velmi známá supernova SN 1987A ve Velkém Magellanově oblaku ve vzdálenosti 167×10³ světelných roků.

Standardní mechanizmus standardní svíčky

Supernova Ia je většinou chápána jako dvojhvězdná soustava, ve které je jednou složkou bílý trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S. a druhou obr nebo veleobr, případně i hvězda hlavní posloupnostiHvězda hlavní posloupnosti – označení pro hvězdu, která ve svém jádře přeměňuje termojadernou syntézou vodík na hélium. Název je odvozen od polohy hvězdy na tzv. Hertzsprungově-Russelově diagramu (spektrální třída na vodorovné ose a absolutní magnituda na svislé).. Podstatné je, že jde o těsnou dvojhvězdu, kde dochází k přetoku hmoty z průvodce na bílého trpaslíka. Podle teorie může být bílý trpaslík stabilní jen do 1,44 hmotnosti SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Pokud překročí tuto mez, které se říká Chandrasekharova mez, dostane se za hranici stability a exploduje. Výsledkem je výbuch označovaný jako supernova Ia, který by měl uvolnit vždy zhruba stejné množství energie. Uvnitř explodující obálky zůstává přeživší průvodce bývalého trpaslíka. Exploze supernov typu Ia začaly na konci 20. století sloužit jako standardní svíčky k určování kosmologických vzdáleností. K největším úspěchům této metody patřil objev zrychlené expanze vesmíru, která by měla být způsobena temnou energiíTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací., o jejímž původu se vedou bouřlivé diskuze.

SN Ia

Bílý trpaslík nasává hmotu svého průvodce. Zdroj: NASA.

Objev temné energie znamenal zásadní změnu v názorech na budoucnost vesmíru.
Podle povahy temné energie se bude odvíjet osud našeho světa. Zdroj: NASA.

Ne vše je standardní a ideální

Exploze supernov typu Ia nejsou zdaleka tak jednotné, jak se na první pohled zdálo. O komplikovanosti dějů svědčí i různý průběh intenzity po explozi v různých spektrálních oborech. Největším problémem se ale zdá, že k supernově typu Ia může vést také jiný mechanizmus – splynutí dvou bílých trpaslíků, které předtím byly dvojhvězdou. Hmotnost při explozi je v tomto případě větší než Chandrasekharova mez a výbuch by mohl být energeticky různý případ od případu podle součtu hmotností obou složek. Při explozi způsobené splynutím dvou trpaslíků by po výbuchu supernovy neměl zůstat v expandující obálce průvodce trpaslíka, který je potřebný ve standardním mechanizmu. U vzdálených supernov Ia je těžké rozhodnout, zda k explozi vedl přetok hmoty z obra či veleobra na bílého trpaslíka nebo splynutí dvou trpaslíků, neboť ve velkých vzdálenostech nemůžeme průvodce trpaslíka tak jako tak nalézt. Na konci roku 2011 zkoumali Bradley Schaefer a Ashley Pagnotta z Lousianské státní univerzity zbytek po explozi supernovy SNR 0509-67.5 v sousedním Velkém Magellanově mračnuLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze.. Supernova je podle spektrálních charakteristik jednoznačně supernovou typu Ia, jejíž exploze nastala přibližně před 400 lety. Objekt je natolik blízko, že by bývalý průvodce bílého trpaslíka musel být identifikovatelný. Přestože Schaefer a Pagnotta využili veškeré dostupné metody, žádný zbytek nenalezli. Podle všeho existuje tedy alespoň jeden prokázaný případ, kdy supernova typu Ia nastala splynutím dvou bílých trpaslíků. To ovšem zcela mění situaci a musíme se ptát, zda existují i další případy a pokud ano, kolik procent jich je a jakým způsobem ovlivnily supernovy Ia tohoto původu měření vzdáleností ve vesmíru. Rozluštění záhady nebude nijak snadné, u vzdálenějších supernov typu Ia nemáme totiž zatím žádnou šanci naší technikou bývalého průvodce spatřit.

Světelná křivka supernovy Ia v různých spektrálních oborech od ultrafialového (U)
až po radiový (K). Zdroj: Petr Nugent.

Pozůstatek po supernově SNR 0509-67.5 ve Velkém Magellanově mračnu. Ani po bedlivém průzkumu nebyl nalezen bývalý průvodce bílého trpaslíka. Téměř s jistotou lze tvrdit, že tato supernova vznikla splynutím dvou trpaslíků, kteří kolem sebe obíhali a jejichž vzdálenost se postupně zmenšovala. Supernova explodovala před 400 lety. Zdroj: HST/Chandra/Lousiana State University.

Animace týdne: Supernova Ia

Supernova Ia. Supernovy typu Ia jsou považovány za standardní vesmírné svíčky pro měření vzdáleností. Předpokládá se, že jde o bílého trpaslíka s průvodcem, kterým je obr nebo veleobr. Z průvodce přetéká na bílého trpaslíka látka a zvětšuje jeho hmotnost. Po překonání Chandrasekharovy meze (1,44 hmotnosti Slunce) se bílý trpaslík stane nestabilním a exploduje. Při explozi se uvolní vždy přibližně stejné množství energie, a tak je z jasnosti supernovy na obloze možné odhadnout její vzdálenost a tím i vzdálenost mateřské galaxie. Na základě měření vzdáleností za pomoci supernov Ia byla v roce 1998 objevena zrychlená expanze vesmíru. Je možné, že k explozi supernovy Ia může vést i splynutí dvou bílých trpaslíků. Zdroj: ESO, 2009 (mp4/H.264/AAC, 8 MB).

Odkazy