OBSAH Exoplanety Hvězdy Černé díry

ZÁVĚREČNÁ STÁDIA HVĚZD

Na této stránce naleznete kapitoly:
Stabilní rovnovážné konfigurace
  Přehled závěrečných stádií
  Nestabilní stádia, exploze
Obrázky
Hvězdy
 
 

Stabilní rovnovážné konfigurace po vyhasnutí TJ syntézy

Závěrečné
stádium
Rozměry
[km]
Hustota
[kg cm–3]
Magnetické
pole [T]
Mechanizmus
udržení
bílý trpaslík
(white dwarf)
5 000 ÷ 20 000 103 102 ÷ 105 tlak elektronů
neutronová hvězda
(neutron star)
20÷100 1010 ÷ 1012 105 ÷ 1010 tlak neutronů
kvarková hvězda ? ? ? tlak kvarků
 
Rovnováha hvězd bez TJ syntézy
 

 

Přehled závěrečných stadií

  • Bílí trpaslíci. Gravitaci odolává tlak degenerovaného elektronového plynu. Poloměr je 1 000 km10 000 km, hustota až 103 kg/cm3, maximální hmotnost 1,44 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, 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 s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg/cm3. Povrchová teplota je 25 200 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 0,98 MS. Sírius B oběhne kolem Síria A za 50 let. V roce 2004 provedl HST přesné měření hmotnosti na základě červeného posuvu fotonů. Na obrázku vidíte porovnání velikostí Země, bílého trpaslíka a neutronové hvězdy.

  • Neutronové hvězdy. Gravitaci odolává tlak degenerovaného neutronového plynu). Poloměr je 10 km100 km a hustoty dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm31012 kg/cm3. Jde vlastně o veliké stabilní atomové jádro. Horní mez stability je přibližně 2MS, nazývá se Volkovova-Oppenhaimerova mez a byla odvozena v roce 1939. Neutronové hvězdy mají rychlou rotaci a silné magnetické pole. Nesouhlasí-li směr rotační a magnetické osy , vytvářejí výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy efekt pulsaru. Pozorovatel vidí pravidelné záblesky od rotující neutronové hvězdy, podobně jako od majáku policejního automobilu. První pulsar objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou v Cambridge (asistentka A. Hewishe, který dostal Nobelovu cenu za objev pulsarů). Zpočátku označování LGM (Little Green Men). Typická perioda kolem jedné sekundy, známy i milisekundové pulsary. Nejznámější pulsary: Pulsar v Krabí mlhovině M1. Pozůstatek po explozi supernovy z roku 1054. Pulsar 1913+16 - objev mnoha relativistických efektů včetně změny periody vlivem vyzařování gravitačních vln. Je-li neutronová hvězda součástí binárního systému a od souputníka na ní přetéká hmota, mohou se v oblasti magnetických pólů vytvořit horké skvrny vysílající RTG záření. To je podstatou rentgenového pulsaru.

  • Kvarkové hvězdy. Zatím hypotetické hvězdy, ve kterých gravitaci odolává tlak kvarků. Existují dva nepotvrzení kandidáti: objekt RX J185635-3754, který byl objeven již v roce 1992, ale soudilo se, že jde o neutronovou hvězdu vzdálenou pouhých 150 až 200 světelných roků. Z měření Chandry z roku 2002 ale vychází vzdálenost 450 světelných let. Pokud jsou měření správná, je objekt menší než může být neutronová hvězda a možná jde o kvarkovou hvězdu. Druhým kandidátem je radiový zdroj 3C58 v Mléčné dráze, který je pozůstatkem supernovy SN 1181. Zdroj je od nás vzdálený 10 000 světelných roků.

  • Černé díry. Zkolabované objekty. Zachovají si hmotnost, moment hybnosti a elektromagnetický náboj („no hair“ teorém). Silně deformovaná geometrie prostoročasu v okolí. Černé díry zdaleka nejsou neaktivními a mrtvými tělesy. Na své okolí samozřejmě působí gravitační silou. Většinou jde o rotující tělesa, kolem kterých se vytváří tlustý akreční disk. Urychlované částice v tomto disku velmi intenzivně září, část z nich je zformována do dvou výtrysků urychlených částic, které opouštějí prostor v okolí černé díry ve směru osy rotace a interagují s okolní mezihvězdnou látkou. Paradoxně tak černé díry bývají objekty s nejvyšší produkcí energie ve svém okolí. Kromě černých děr vzniklých závěrečným kolapsem velmi hmotných hvězd známe i řadu obřích černých děr sídlících v centrech galaxií.


Nestabilní stádia, exploze

  • NOVA. Hvězda malé svítivosti prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády vlivem překotné termonukleární reakce na povrchu hvězdy.  Absolutní magnituda dosahuje –8 magnitudy (svítivost 100 000 Sluncí). Materiál bohatý na vodík je dotován průvodcem. V této fázi hvězda ztrácí své obaly, odhazuje obálku (10km/s), vytváří efekt novy. Potom pomalu její svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny (M 57 – prstencová mlhovina v souhvězdí Lyry, M 27 – Dumbell neboli Činky v souhvězdí Lištiček). Rekurentní nova: Záblesky se periodicky opakují v průběhu řádově desítek let.

  • SUPERNOVA. Rozmetání podstatné části hvězdy při explozivní objemové termojaderné reakci. Absolutní magnituda dosahuje hodnoty až –19 magnitudy. Fyzikálně jsou možné dva mechanizmy: 1) přetok látky z druhé složky na bílého trpaslíka, u kterého dojde k překročení Chandrasekharovy meze stability, tj. překročí hmotnost 1,44 MS. Následuje překotná termonukleární syntéza v celém bílém trpaslíku a jeho následné rozmetání. Tento mechanizmus se uplatňuje u supernov typu Ia. Vzhledem k přesně definované hmotnosti bílého trpaslíka (1,44 MS) se u všech supernov typu Ia uvolní stejná energie (1044 J) a mají stejnou absolutní magnitudu. Slouží jako standardní svíčky k měření vzdáleností. 2) Zhroucení hmotné hvězdy (zpravidla více jak 10 MS) na neutronovou hvězdu (výjimečně černou díru) v závěrečném stádiu vývoje. Tento mechanizmus se uplatňuje u supernov typu Ib, Ic a II. Jednotlivé typy supernov se liší svým spektrem.

Typ supernovy Fyzikální mechanizmus Spektrum Příklad
Ia Porušení meze stability bílého trpaslíka přetokem hmoty z druhé složky Chybí čáry vodíku. Výrazná absorpční čára Si II (655 nm). Typické čáry železa. SN 2002bo
Ib Závěrečný kolaps hmotné hvězdy. Ztráta vodíkovéobálky. Chybí čáry vodíku. Výrazná absorpční čára hélia (570 nm). Čáry O I, Ca II, Mg II. ESO 184 G82
Ic Závěrečný kolaps hmotné hvězdy. Ztráta vodíkové i héliové obálky. Chybí čáry vodíku a hélia. Čáry O I, Ca II, Mg II. SN 2003jd
II Závěrečný kolaps hmotné hvězdy Obsahuje typické čáry vodíku. Čáry O I, Ca II, Mg II. M 1
  • HYPERNOVA. Náhlé zhroucení velmi hmotné hvězdy přímo na černou díru doprovázené vzplanutím gama o zářivém výkonu až 1011 LS (jako galaxie). Tento jev by měl být o 5 řádů vzácnější než supernovy typu II. Hypernova byla pravděpodobně pozorována v galaxii ESO 184­G82 jako supernova SN1998bw doprovázená zábleskem GRB980425.

 


Obrázky:

Činka (Dumbell, M 27). Planetární mlhovina v souhvězdí Lištiček. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.

M 27 - Dumbell (Činky). Planetární mlhovina. M 27 - Dumbell (Činky). Planetární mlhovina. M 27 - Dumbell (Činky). Planetární mlhovina.
 

Prstencová mlhovina (M 57). Planetární mlhovina v souhvězdí Lyry. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.

M 57 - Prstencová mlhovina v Lyře M 57 - Prstencová mlhovina v Lyře M 57 - Prstencová mlhovina v Lyře
 

Přesýpací hodiny (MyCn 18). Fotografie HST (WFPC2, 1996). Planetární mlhovina s centrem ve tvaru „Oka“. Hvězda, která vytvořila tuto krásnou strukturu je malá bílá tečka v levé části „Oka“. Struktura vznikla z obálky, kterou hvězda odhodila, když se stávala bílým trpaslíkem. Zajímavá a ne zcela objasněná je excentrická pozice hvězdy v Oku i nesférická symetrie mlhoviny Přesýpací hodiny.

MyCn 18 (Hourglass) MyCn 18 (Hourglass - oko)
 

Krabí mlhovina (M 1). Pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. Existují záznamy na hliněných destičkách. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. Dnes mlhovina s vláknitou strukturou, v centru milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda s dipólovým magnetickým polem).

M 31 - Krabí mlhovina M 31 - Krabí mlhovina M 31 - Krabí mlhovina

Supernova 1987 A. Supernova explodovala v blízké trpasličí galaxii LMC (Large Magellan Cloud) – Velkém Magellanově mračnu. Byla zaznamenána mnoha světovými observatořemi. Na Zemi byla detekována neutrina z této exploze. Očekává se, že nejmodernější přístroje pro detekci gravitačních vln (LIGO) by měly být schopné "vidět" gravitační vlny z tohoto zdroje. Také je z pozorování HST dobře patrná rozpínající se obálka od exploze.

 
Supernova 1987 A před explozí Supernova 1987 A - po explozi
 

Další pozůstatky supernov. Na levém snímku je Řasová mlhovina v souhvězdí Labutě, pravděpodobně pozůstatek po explozi dávné supernovy. Na prostředním snímku je tato mlhovina v RTG oboru. Fotografie pochází z družice ROSAT a je složena ze 40 snímků ve 26 směrech. Patrná je kulová rázová vlna. Na pravém snímku je okolí pulsaru v souhvězdí Plachet. Opět jde o pozůstatek supernovy, která explodovala již před 11 000 lety. Tuto supernovu asi na obloze sledovali první zemědělci. V RTG záření je patrná kulová rázová vlna. V optickém oboru vidíme část rázové vlny v levé horní části snímku. Rázová vlna excituje elektrony v mezihvězdném prostředí. Ty potom září rekombinačními procesy v různých barvách.

Řasová mlhovina v souhvězdí Labutě RTG snímek Řasové mlhoviny z družice ROSAT Pozůstatky po supernově v souhvězdí Plachet
 

 
 
OBSAH Exoplanety Hvězdy Černé díry