ZÁVĚREČNÁ STÁDIA HVĚZD
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 |
Přehled závěrečných stadií
-
Bílí trpaslíci. Gravitaci odolává tlak degenerovaného elektronového
plynu. Poloměr je 1 000 km až 10 000 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 km až 100 km a hustoty
dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3
až 1012 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 (104 km/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.
Prstencová mlhovina (M 57). Planetární mlhovina v souhvězdí Lyry.
Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.
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.
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).
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.
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.
|