Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 10 (vyšlo 9. března, ročník 10 (2012)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

2012 – když vybuchne supernova II

Jakub Rozehnal

V minulém čísle bulletinu jsme se seznámili se závěrečnými fázemi vývoje osamocených hvězd, při kterých se jejich jádro za dramatických okolností zhroutí do neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.. Tento typ kolapsu popisujeme souhrnně jako výbuch supernovy typů II, Ib nebo Ic. Naproti tomu existují supernovy, jež se od těch výše uvedených liší podobou svého spektra (narozdíl od supernov typu II v nich nepozorujeme spektrální čáry vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish., od typů Ib a Ic je odlišuje přítomnost čar křemíkuKřemík – polokovový prvek, hojně se vyskytující v zemské kůře. Slouží jako základní materiál pro výrobu polovodičových součástek nebo položek pro pěstování nanostruktur. Oxid křemičitý je základní surovina pro výrobu skla a významná součást keramických a stavebních materiálů. Objev křemíku je připisován švédskému chemikovi J. Jacobu Berzeliovi (1824).), a také mechanizmus jejich vzniku je zcela odlišný. Řeč je o supernovách typu Ia.

SN 2011fe

Supernovu SN 2011fe, která vybuchla v roce 2011 v galaxii Větrník (Pinwheel Galaxy), se podařilo vyfotografovat pouhých 11 hodin po výbuchu. Srovnáním snímků před explozí a po explozi byl identifikován průvodce (nepozorovaného) uhlíko-kyslíkového trpaslíka. Jednalo se o hvězdu 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)..

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 MS) 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 mračnu ve vzdálenosti 167×103 světelných roků.

Supernovy Ia

Nepřítomnost vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish. ve spektru těchto supernov, spolu s čarami křemíkuKřemík – polokovový prvek, hojně se vyskytující v zemské kůře. Slouží jako základní materiál pro výrobu polovodičových součástek nebo položek pro pěstování nanostruktur. Oxid křemičitý je základní surovina pro výrobu skla a významná součást keramických a stavebních materiálů. Objev křemíku je připisován švédskému chemikovi J. Jacobu Berzeliovi (1824). a profilem světelné křivky, v jejímž dosvitu pozorujeme čáry nikluNikl – Niccolum, bílý, feromagnetický, kujný a tažný kov. Vyznačuje se vysokou elektrickou vodivostí. Slouží jako součást různých slitin a k povrchové ochraně jiných kovů před korozí. Předměty ze slitin niklu se podařilo nalézt v Číně a jejich stáří je více než 2 000 let. Nikl byl objeven roku 1751 německým chemikem baronem Axelem Frederikem Cronstedtem. – to vše svědčí pro hypotézu, že předchůdci těchto supernov jsou uhlíko-kyslíkoví bílí trpaslíciBílý 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 MS. 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 MS., akreující hmotu coby složka dvojhvězdy. Bohužel, žádný z takových progenitorů nebyl doposud pozorován, jedním z možných kandidátů jsou velmi měkké rentgenové zdroje (SSXS). V našich výzkumech jsme proto zatím vázáni pouze na fyzikální modely a numerické simulace.

Typického předchůdce supernovy Ia si představujeme jako dvojhvězdu, jejíž jednou složkou je C-O trpaslík, tedy finální stadium hvězd, jež svůj vývoj započaly jako hvězdy s hmotností našeho 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.. Tato hmotnost je dostatečná k tomu, aby došlo k zažehnutí héliovýchHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi. reakcí, spalujících hélium na uhlíkUhlík – Carboneum, chemický prvek, tvořící základní stavební kámen všech organismů. Sloučeniny uhlíku jsou jedním ze základů světové energetiky, kde především fosilní paliva jako zemní plyn a uhlí slouží jako energetický zdroj pro výrobu elektřiny a vytápění, produkty zpracování ropy jsou nezbytné pro pohon spalovacích motorů a silniční dopravu. Výrobky chemického průmyslu na bázi uhlíku jsou součástí našeho každodenního života ať jde o plastické hmoty, umělá vlákna, nátěrové hmoty, léčiva a mnoho dalších.kyslíkKyslík – Oxygenium, plynný chemický prvek, tvoří druhou hlavní složku zemské atmosféry. Je biogenním prvkem a jeho přítomnost je nezbytná pro existenci většiny živých organizmů na naší planetě. V atmosféře tvoří plynný kyslík 21 objemových %. Kromě obvyklých dvouatomových molekul O2 se kyslík vyskytuje i ve formě tříatomové molekuly jako ozon O3. Produkty hoření se nazývají oxidy, dříve kysličníky. Kyslík je třetím nejhojnějším prvkem ve vesmíru., ale nestačí na to, aby reakce pokračovaly k těžším prvkům. Druhou složkou dvojhvězdy je zpravidla červený obrČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 ÷ 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 ÷ M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem., který díky svým rozměrům zcela vyplnil tzv. Rocheův lalokRocheův lalok – prostorové ohraničení ekvipotenciální plochy systému dvou těles, například hvězd. Tato plocha se stejnou potenciální energií má tvar osmičky, složené ze dvou kapkovitých útvarů – Rocheových laloků. Pokud hvězda zcela vyplní prostor svého Rocheova laloku, dojde k přetoku látky na druhou složku. V případě planety a měsíce dojde při průchodu měsíce Rocheovou plochou k nestabilní situaci, měsíc začne padat na planetu a bude roztrhán slapovými silami., oblast, ohraničenou ekvipotenciální plochou, jež se v jednom bodě dotýká Rocheova laloku bílého trpaslíka. Přes tento bod dochází k přenosu látky (vodíku a helia) z obra na trpaslíka. Díky rotaci soustavy nepadá hmota na trpaslíka přímo, ale je momentem hybnosti stáčena do akrečního disku, ze kterého se teprve usazuje na povrchu trpasličí hvězdy. Poznamenejme, že tento proces nemusí být plynulý. Při nahromadění dostatečného množství látky kroužící v akrečním disku dojde k rozvoji turbulence, která hmotu zbrzdí, a teprve poté dojde k jejímu pádu na trpaslíka. Náhlá akrece většího množství hmoty z disku je doprovázena náhlým uvolněním gravitační potenciální energie, což se projeví krátkodobým zjasněním, označovaným jako vzplanutí trpasličí novy.

Při vhodné rychlosti akrece může časem dojít k dosažení mezní hmotnosti bílého trpaslíka, Chandrasekharovy meze, po níž následuje kontrakce doprovázená zažehnutím termonukleárních reakcí, jež hvězdu rozmetají. Právě fakt, že hvězda vybuchuje vždy při překročení dané hmotnosti, činí ze supernov typu Ia neocenitelné standardní svíčky. Díky tomu, že můžeme porovnávat červené posuvy jejich spektrálních čar s jejich (absolutní) svítivostí, hrají supernovy typu Ia klíčovou úlohu v rozpoznání charakteru expanze našeho vesmíru. Tento fakt však stojí i padá s předpokladem, že supernovy typu Ia mají vždy stejnou svítivostSvítivost – prostorová hustota světelného toku zdroje, udává se v kandelách.. Detailní studium procesů, které jejich výbuch provázejí, je tedy důležité nejen pro astronomy zabývající se závěrečnými stadii hvězdného vývoje, ale i pro kosmology.

Zmínili jsme, že pro překročení Chandrasekharovy hmotnosti bílého trpaslíka je nutná vhodná rychlost akrece hmoty. Pokud je totiž tato hmotnost příliš malá, dojde časem k explozivnímu vznícení vrstvy vodíku, ukládajícího se na povrchu degenerovaného uhlíko-kyslíkového jádra. Tento děj označujeme jako vzplanutí klasické novy a může k němu docházet opakovaně (pak hovoříme o rekurentních novách).

Pokud by byla naopak rychlost akrece příliš veliká, vytvořila by se ještě před vlastním zážehem C-O reakcí vodíkové atmosféra hvězdy, jejíž přítomnost by se musela nutně projevit ve spektru, což však nepozorujeme. Rychlost akrece proto musí být „tak akorát“. Modely ukazují, že vhodná rychlost akrece je v případě dvojice červený obrČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 ÷ 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 ÷ M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem.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 MS. 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 MS. přibližně 10−7 MS za rok.

Důležitým rozdílem mezi supernovami Ia a supernovami ostatních typů je fakt, že supernovy Ia jsou při vzplanutí výbuchem zcela dezintegrovány, zatímco pozůstatkem supernov typu II, Ib a Ic je neutronová hvězdaNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. (ev. černá díraČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.). Stačí opravdu energie vzplanuvších termonukleárních reakcí k úplnému rozmetání hvězdy? Pokud ano, musí z fyzikálního hlediska tyto reakce během krátkého času uvolnit větší množství energie, než je gravitační potenciální energie bílého trpaslíka. Ta pro hvězdu hmotnosti 1,4 MS a průměru 10 000 km vychází na cca 4×1043 J. Termojaderný zážeh probíhá ve sledu reakcí, jež můžeme stručně zapsat jako

rovnice

Pokud uvážíme celkovou energetickou bilanci těchto reakcí, zjistíme, že uvolněná vazebná energie jader dosahuje řádu 1045 J, tedy o dva řády více, než je gravitační vazebná energie hvězdy. Důvod totální desintegrace hvězdy je proto zřejmý. Nyní je klíčové pochopit, jak k tomuto výbuchu dochází. Silná závislost rychlosti průběhu uvedených jaderných reakcí na teplotě (při teplotách 1010 K je rychlost úměrná 12. mocnině teploty!) lokalizuje oblast jaderného zážehu do tenké vrstvičky (řádově milimetry až centimetry), z níž se energie zážehové vlny může šířit dvěma způsoby:

  1. nadzvukovou rychlostí, tj. detonací, při níž je zbylý materiál zažehnut rázovou vlnou, jež skokově zvýší jeho tlak a teplotu
  2. podzvukovou rychlostí, tj. deflagrací, vedením tepla, jehož rychlost je dána tepelnou vodivostí materiálu.

První hydrodynamické simulace exploze bílého trpaslíka, který překročil Chandrasekharovu mez, předpokládaly, že se termonukleární zážeh šíří vlivem detonační vlny. Ukázalo se však, že rychlost šíření vlny je tak velká, že je při něm prakticky všechen uhlíkUhlík – Carboneum, chemický prvek, tvořící základní stavební kámen všech organismů. Sloučeniny uhlíku jsou jedním ze základů světové energetiky, kde především fosilní paliva jako zemní plyn a uhlí slouží jako energetický zdroj pro výrobu elektřiny a vytápění, produkty zpracování ropy jsou nezbytné pro pohon spalovacích motorů a silniční dopravu. Výrobky chemického průmyslu na bázi uhlíku jsou součástí našeho každodenního života ať jde o plastické hmoty, umělá vlákna, nátěrové hmoty, léčiva a mnoho dalších.kyslíkKyslík – Oxygenium, plynný chemický prvek, tvoří druhou hlavní složku zemské atmosféry. Je biogenním prvkem a jeho přítomnost je nezbytná pro existenci většiny živých organizmů na naší planetě. V atmosféře tvoří plynný kyslík 21 objemových %. Kromě obvyklých dvouatomových molekul O2 se kyslík vyskytuje i ve formě tříatomové molekuly jako ozon O3. Produkty hoření se nazývají oxidy, dříve kysličníky. Kyslík je třetím nejhojnějším prvkem ve vesmíru. okamžitě „spálen“ na železoŽelezo – Ferrum, kovový prvek významně zastoupený na Zemi i ve vesmíru. Má všestranné využití při výrobě slitin pro výrobu většiny základních technických prostředků používaných člověkem. Objev výroby a využití železa byl jedním ze základních momentů vzniku současné civilizace. a nevzniká dostatek prvků středních atomových hmotností, které však ve spektrech pozorujeme. K tomu by bylo zapotřebí, aby degenerovaný uhlíko-kyslíkový plyn mohl před zážehem prodělat expanzi, která by snížila jeho tlak. To však detonační vlna neumožňuje. Z toho důvodu se domníváme, že termojaderná exploze je, alespoň zpočátku, řízena deflagrací, následovanou buď prudkým rozvojem turbulence, nebo opožděnou detonací. Který z těchto scénářů je správný, ukáží až pokročilé hydrodynamické simulace. Již nyní se ale ukazuje, že turbulentní jevy hrají při výbuchu supernov Ia velkou roli. Samotná deflagrace totiž probíhá poměrně pomalu, deflagrační fronta postupuje materiálem s typickou rychlostí 1 km/s. Rozvoj turbulence, dané Rayleighovou-Taylorovou nestabilitou, však čelo deflagrační plochy „zprohýbá“, čímž se její povrch mnohonásobně zvýší a zážeh se tím výrazně urychluje (tak, že může následně dojít i k detonaci). K rozvoji R-T nestability zde dochází proto, že se materiál z jádra, ve kterém již proběhla termonukleární reakce (a je proto teplejší, tj. řidší) šíří do oblastí, které zatím nebyly termonukleární syntézou zasaženy (a jsou proto chladnější, tzn. hustší).

Numerická simulace

Časový vývoj deflagrační vlny, která se podzvukovou rychlostí šíří do chvíle, kdy materiál dosáhne kritické hustoty (vyznačeno zeleně). V té chvíli přechází v detonaci. Modře je označena hranice původního konvektivního jádra. Zdroj: Aaron Jackson, Laboratory for Computational Physics and Fluid Dynamics, Washington.

Superpočítačové centrum

Blue Gene, superpočítač firmy IBM, který je využíván k hydrodynamickým simulacím deflagrace v supernovách typu Ia. Foto: Aragonne National Laboratory, USA.

Alternativní scénáře výbuchu

Vynucená detonace

Ze světelný křivek některých supernov, například SN 1991bg, vyplývá, že tyto supernovy jsou velmi slabé, s výrazně nižší svítivostí, než jakou u supernov Ia očekáváme. To vede k úvahám, zda zde nemůže docházet k explozi trpaslíka s podkritickou hmotností, u něhož je energie nutná k zapálení reakcí dodána zvenčí. Pokud C-O trpaslík nedosáhne Chandrasekharovy meze, nemá dostatečnou hmotnost k tomu, aby jeho teplota a hustota překročily hodnotu nutnou k zážehu termojaderných reakcí. Spouštěcím mechanizmem by pak mohl být explozivní zážeh heliové vrstvy, která by se na jeho povrchu vytvořila velmi pomalou akrecí. Rázová vlna by se v tomto případě šířila C-O plynem z povrchu do nitra, kde by v kritické hloubce stlačila a ohřála materiál až na zápalnou teplotu. Bohužel se zatím nepodařilo sladit výsledky simulovaných spekter takových supernov s těmi pozorovanými. Konečný závěr, který by prokázal nebo vyloučil reálnost takového scénáře tak poskytnou až další složitější simulace.  

Spojení dvou bílých trpaslíků

Spojení dvou bílých trpaslíků, tj. akrece C-O plynu přetékajícího z jednoho bílého trpaslíka na druhého, jsou slibnou alternativou vzniku supernov typu Ia za předpokladu, že se nám podaří vyřešit potíže s udržením pomalé míry akrece. Pokud by byla rychlost akrece pomalá, mohlo by skutečně nakonec dojít k dosažení kritické hmotnosti jedné složky. Ale tok hmoty vyšší než 10−6 MS/rok (což je vzhledem k hustotě C-O degenerovaného plynu velmi málo) povede k zážehu uhlíkových reakcí, jež hvězdu přemění na degenerovaného O-Ne-Mg trpaslíka. Takovýto objekt je však gravitačně nestabilní, neboť záchyt elektronů u jader 24Mg povede ke snižování tlaku a k akrecí indukovanému kolapsu na neutronovou hvězdu, který, jak víme z minulého dílu, není doprovázen výbuchem supernovy typu Ia. Vícerozměrové analýzy akrece bohužel ukazují, že je velmi obtížné se vyhnout nadkritickým mírám akrece a tento scénář je proto málo pravděpodobný. Přesto k němu zřejmě čas od času dochází, jak jsme o tom psali v AB 4/2012.

Vidíme, že přes obrovský význam, jaký je supernovám typu Ia přikládán, není mechanizmus jejich vzniku do detailu objasněn a výzkumy na tomto poli jsou proto velmi žádané. V příštím, posledním díle tohoto výbušného seriálu se podíváme na supernovy, jež v minulosti zásadním způsobem ovlivnily nejen naše poznání, ale naši samotnou existenci. A pokusíme se odhadnout, zda by nás v budoucnu mohly i ohrozit.

Dokončení příště

Odkazy

  1. S. Woosley, T. Janka, The Physics of Core-collapse Supernovae,
    Nature Physics 1, 2005, 147.
  2. K. Kifonidis et al.: Non-spherical core collapse supernovae,
    Astronomy & Astrophysics, 2006, 4512.
  3. P. Harmanec, M. Brož: Stavba a vývoj hvězd, Matfyzpress, 2011.
  4. W. Hillebrandt, J. C. Niemeyer: Models of Type Ia Supernova Explosions, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 38, 191. 2002
  5. P. Kulhánek: Jsou supernovy Ia kvalitními standardními svíčkami?; AB 4/2012

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage