supernova,gama zablesk,hypernova

21. září 2007 v 15:02 | Pavel Smrčiak |  vesmír
Termín supernova se vztahuje k několika typům hvězdných explozí, kterými vznikají extrémně jasné objekty složené z plazmatu, jejichž jasnost posléze v průběhu týdnů či měsíců opět o mnoho řádů klesá. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o masívní hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva pro fúzi a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal termonukleární explozi. V obou případech výsledná exploze supernovy rozmetá obrovskou silou většinu nebo všechnu hmotu hvězdy.
Exploze uvádí do pohybu rázovou vlnu, která se šíří do okolního prostoru a formuje zbytky supernovy. Nejznámnějším příkladem tohoto procesu jsou zbytky SN 1604, které můžete vidět vpravo. Exploze supernov jsou hlavním zdrojem všech prvků těžších než kyslík a u mnoha důležitých prvků zdrojem jediným. Například všechen vápník v našich kostech a všechno železo v hemoglobinu byly syntetizovány při explozi supernov před miliardami let. Supernovy vnášejí do mezihvězdné hmoty těžké prvky a obohacují tak molekulová mračna, která jsou dějištěm tvorby nových hvězd. Činnost supernov významně ovlivnila složení sluneční soustavy a umožnila tak nakonec chemii života na Zemi, jak ho známe.
Výbuch supernovy je provázen obrovskými teplotami a za jistých podmínek mohou fúzní reakce během vrcholné fáze vyprodukovat některé z nejtěžších prvků, jako je kalifornium.
"Nova" znamená latinsky "nový," což se vztahuje k tomu, že se objevuje jako velmi jasná nová hvězda na nebeské sféře; prefix "super" ji odlišuje od obyčejné novy, kterou je také míněna hvězda, která zvýšila svou jasnost, ale na menším prostoru a odlišným mechanismem. Přesto je však zavádějící považovat supernovu za novou hvězdu, protože ve skutečnosti jde o zánik hvězdy (nebo přinejmenším její radikální transformaci v něco odlišného).
Když se astronomové snažili porozumět explozím supernov, klasifikovali je podle čar různých chemických prvků objevujících se v jejich spektru. Dobrý popis těchto tříd poskytuje anglická publikace "Optická spektra supernov" od Filipenka (Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 35, 1997, pp. 309-355)
Základním prvkem rozdělení je přítomnost nebo nepřítomnost čáry vodíku. Pokud spektrum supernovy obsahuje čáru vodíku, je klasifikována jako typ II, jinak jde o typ I.
Kromě těchto skupin existují podrobnější dělení podle přítomnosti jiných čar nebo tvaru světelné křivky.
Typ Ia
Schématický nákres vzniku supernovy typu IaSupernovy typu Ia postrádají hélium a obsahují ve svém spektru absorbční čáru křemíku poblíž světelného vrcholu. Podle nejšíře akceptované teorie je tento typ supernov výsledkem procesu, při němž uhlíko-kyslíkový bílý trpaslík shromažďuje hmotu z blízkého hvězdného průvodce, obvykle rudého obra, až nakonec dosáhne Chandrasekharovy meze. Nárůst tlaku zvýší teplotu v okolí centra a začne perioda konvekce dlouhá asi 100 let. V jistém bodě této fáze slabého vření se zažehne deflagrační plamen živený jadernou fúzí. Detaily jeho vzniku, umístění a počet bodů, v nichž započne, jsou stále neznámé. Dramatickému zrychlování šíření plamenu napomáhá Rayleighova-Taylorova nestabilita a interakce s turbulentními proudy. Předmětem velkých debat je stále otázka přeměny podzvukového šíření plamenu (deflagrace) do nadzvukové detonace. Energie, která se uvolní termonukleárním zážehem (~1044 J), způsobí prudkou explozi hvězdy a vznik rázové vlny, kterou je vyvrhovaná hmota urychlována na rychlosti v řádu 10 000 km/s. Energie uvolněná při explozi způsobí také extrémní zvýšení jasnosti.
Teorie zabývající se tímto typem supernov je podobná teorii nov, v níž bílý trpaslík nabírá hmotu mnohem pomaleji a nedosáhne Chandrasekharovy meze. V případě novy zapříčiní dopadající hmota fúzní reakci materiálu poblíž povrchu, nezpůsobí však kolaps hvězdy.
Supernovy typu Ia mají charakteristickou světelnou křivku (graf jasnosti po explozi jako fukce času). V okamžiku maximální jasnosti obsahuje spektrum čáry středně těžkých prvků od kyslíku po vápník; jsou to hlavní produkty fúze ve vnějších vrstvách hvězdy. Měsíce po explozi, když vnější vrstvy expandují natolik, že se stanou průhlednými, začne ve spektru dominovat světlo emitované materiálem poblíž jádra hvězdy: těžké prvky syntetizované při explozi, nejvýznamnějšími jsou prvky skupiny železa. Radioaktivní rozpad 56Ni přes 56Co na 56Fe produkuje vysokoenergetické fotony, které dominují energetickému výstupu vyvržené hmoty ve střednědobém i dlouhodobém horizontu.
Typ supernov Ia uvolňuje největší množství energie mezi všemi ostatními známými třídami supernov. Nejvzdálenější jednoduchý objekt, jaký kdy byl ve vesmíru detekován (galaxie a kulové hvězdokupy se nepočítají), byla právě supernova SN 1997ff typu Ia vzdálená více než 11 miliard světelných let (přes 100 yottametrů).
Na rozdíl od jiných typů supernov, supernovy typu Ia lze zpravidla najít ve všech typech galaxií, včetně eliptických. Nezdá se, že by upřednostňovaly nějakou oblast dnešních hvězdných formací.
Podobnost tvarů profilů jasnosti všech známých supernov typu Ia vede k jejich užívání jako standardních svíček v extragalaktické astronomii. Jsou prakticky jediným nástrojem umožňujícím měření velkých intergalaktických vzdáleností. V roce 1998 dala pozorování supernov typu Ia neočekávaný výsledek - vypadá to, že vesmír prodělává zrychlující se expanzi.
Typ Ib a Ic
Raná spektra typů Ib a Ic neobsahují čáry vodíku ani výraznou křemíkovou absorbci poblíž 615 nanometrů. Za událostmi jako jsou supernovy typu II stojí pravděpodobně masívní hvězdy, které vyčerpaly palivo ve svých centrech; narozdíl od nich původci typů Ib a Ic ztratily většinu svých obálek následkem silných hvězdných větrů popřípadě interakcí se svým průvodcem. Uvažuje se, že supernovy typu Ib jsou výsledkem zhroucení Wolfových-Rayetových hvězd. Existují jisté důkazy, že supernovy typu Ic mohou být původci některých typů gama záblesků, i když se zároveň soudí, že je může druhotně způsobit jakákoliv supernova v závislosti na geometrii exploze.
Typ II
Vyčerpání paliva pro fúzi
Hvězdy mnohem hmotnější než naše Slunce se vyvíjejí o dost složitějšími způsoby než ono. V jádru našeho Slunce se každou sekundu přemění 589 miliónů tun vodíku na 584 miliónů tun hélia, rozdíl hmotnosti 4,3 miliónů tun je přeměněn v čistou energii, která je vyzářena pryč. Hélium vyprodukované v jádře se zde hromadí, dokud se teploty v jádře nezvýší na úroveň, která dovolí fúzi hélia. Nakonec se vodík v jádře přeměnou na hélium a postupným rozředěním vznikajícím héliovým "popelem" vyčerpá, fúze se zpomalí, gravitace nabude převahu a začne jádro stlačovat. Smršťování jádra zvýší teplotu natolik, že se zahájí kratší fáze fúze hélia, která bude hrát roli po méně než 10 % života hvězdy. Ve hvězdách menších než 10 hmotností Slunce se uhlík produkovaný fúzí hélia dále nespaluje a hvězda se pak postupně ochlazuje, tvoří se degenerovaný elektronový plyn a vzniká bílý trpaslík. Bílí trpaslíci se mohou později stát supernovou typu I, jak bylo popsáno výše.
Ještě větší hvězdy mají gravitaci dostatečně silnou k vytvoření teplot a tlaků umožňujících fúzi uhlíku v jádře poté, co se začne smršťovat. Jádra těchto masívních hvězd nabývají vrstevnaté struktury podobné cibuli, jak jsou postupně v centru vytvářena těžší a těžší atomová jádra. Vnější vrstva obsahuje vodíkový plyn, když se noříme dolů, míjíme vrstvu vodíku spojujícího se fúzí v hélium, vrstvu hélia, vrstvu hélia spojujícího se fúzí v uhlík, vrstvu uhlíku a vrstvu uhlíku měnícího se fúzí v těžší prvky. Tyto hvězdy procházejí postupnými stadii vývoje, při přechodu mezi nimi se jádro smršťuje, až začne vytvářet atomová jádra, jejichž fúze byla dříve nemožná, a nově uvolňovaná energie opět nastolí rovnováhu mezi tlakem plynu a gravitací. I v průběhu jednoho stadia se jasnost hvězdy nepravidelně mění - každý nový zážeh fúze vytlačuje prvky z fúzujícího jádra do toho, co nazýváme "hvězdnou obálkou," reakce se ztlumí, dovolí gravitaci vmáčknout hmotu zpět do aktivního jádra a začít tak nový cyklus.
Limitujícím faktorem v tomto procesu je množství energie uvolněné fúzí, které závisí na vazebné energii v atomových jádrech. Každý následný krok produkuje postupně těžší a těžší prvky, které jsou stále těsněji svázány silnou interakcí, což znamená, že uvolňují při fúzi méně energie, než by uvolňovala lehčí jádra.
Nejtěsnější vazby v celém atomovém jádře má železo, chemickým symbolem Fe. Představuje "dno údolí nuklidů," lehčí prvky uvolňují energii při fúzi a těžší při štěpení. Když se v jádře hvězdy začne hromadit železný "popel," gravitace do aktivní oblasti tlačí více a více hmoty, která postupně projde všemi stupni fúze: vodík na hélium proton-protonovým cyklem, hélium na uhlík tři alfa reakcí, uhlík s héliem na kyslík, kyslík na neon, neon na hořčík, hořčík na křemík a křemík na železo.
Zhroucení jádra
Železné (Fe) jádro hvězdy je pod obrovským gravitačním tlakem a protože zde již není další fúze, nemůže vzdorovat tlakem plynu, jak je obvyklé, a místo něj nastupuje tlak elektronové degenerace - odpor elektronů proti stlačování k jiným elektronům. Pokud se dosáhne Chandrasekharovy meze, při níž se přesáhne degenerační tlak, železné jádro se začne hroutit. Hroutící se jádro produkuje vysoce enegetické gama paprsky, které rozbíjejí některá železná jádra na 13 He a 4 neutrony, v procesu známém jako fotodisociace. Žádná jaderná reakce s jádrem železa však nemůže uvolnit energii; může ji jen absorbovat. Ačkoliv reakce v jádře po milióny let vyzařovaly energii ven a udržovaly hvězdu v rovnováze proti gravitaci, náhle začínají naopak energii pohlcovat, pomáhají gravitaci, takže se jádro, masívní struktura velikosti Slunce, zhroutí ve zlomku sekundy.
Jak se hustota hroutícího se jádra prudce zvyšuje, elektrony a protony jsou tlačeny k sobě, dokud jejich elektrické přitahování nepřekoná vzájemné vnitřní jaderné odpuzování. Při této reakci, obráceném beta-rozpadu, je elektron vtlačen do protonu, uvolní se neutrino a vznikne neutron. Únik neutrina z jádra a odčerpávání energie dále urychluje kolaps, následkem čehož oddělení hvězdného jádra od vnějších vrstev a dosažení hustoty atomového jádra trvá pouhé milisekundy. Při této hustotě brání dalšímu stlačování vzájemný odpor neutronů způsobený jejich kvantovými vlastnostmi (jde o fermiony podléhající vylučovacímu principu). V tomto okamžiku je neutronový degenerační tlak dostatečný k vyrovnání gravitace; jádro však ve skutečnosti přesáhne bod rovnováhy a podléhá nepatrnému pružení, vytvářejíce rázové vlny, které narážejí do kolabujích vnějších vrstev hvězdy. Pokud je zárodek neutronové hvězdy, který se z jádra zformoval, dostatečně masívní, pokračuje v kolapsu a skončí buď přímo jako černá díra nebo se v závislosti na hmotnosti kolaps zastaví v některém z teorií předpovězených stabilních mezistavů. Takovým přechodem může být hypotetická hyperonová hvězda, jejíž neutronový plyn byl stlačením dále degenerován a neutrony vybuzeny do stavu hyperonů. Pokud ani degenerační tlak hyperonového plazmatu není s to odolat gravitaci, může se kolaps zastavit ještě ve stádiu kvarkové hvězdy skládající se z kvark-gluonového plazmatu. Kvarky jsou opět fermiony a díky Pauliho vylučovacímu principu by měly být schopné vyrovnat gravitační tlak vytvořením degenerovaného plynu podobně jako elektrony v případě bílých trpaslíků a neutrony v neutronových hvězdách. Existence kvarkových hvězd ale zatím nebyla dostatečně podložena pozorováním.
Přenos energie kolapsu do exploze
Víme, že fáze kolapsu jádra hvězdy je tak rychlá a energetická, že pouze neutrina jsou schopna jej v té chvíli opustit. Většina gravitační potenciální energie kolapsu je přeměněna na 10 sekundový záblesk neutrin, při němž se uvolní 1046 J. Část této energie, asi 1044 J je reabsorbována explodující hvězdou. Energie připadající na částici v supernově je typicky desítky až stovky MeV (1 až 150 pJ). Neutrina produkovaná supernovou byla skutečně pozorována v případě supernovy 1987A a ubezpečila astronomy, že základní obraz kolapsu je v principu správný. Několik souběžně pracujících detektorů neutrin založilo SNEWS, systém varování před supernovami (Supernova Early Warning System), který má zabezpečit včasné upozornění komunity astronomů na přicházející explozi supernovy v naší Galaxii.
Energie částic je poměrně malá, takže standardní model částicové fyziky se zdá být v zásadě v pořádku, vyšší hustoty si však mohou vynutit jeho korekce. Pozemské akcelerátory jsou schopny vytvořit interakce částic, jejichž energie je mnohem vyšší, než byla pozorována u supernov, tyto experimenty však zahrnují pouze jednotlivé částice interagující s jinými jednotlivými částicemi, je proto možné, že za vysokých hustot uvnitř supernovy vznikají neočekávané efekty. Interakce mezi neutriny a jinými částicemi uvnitř supernovy jsou určovány slabou interakcí, jejíž modelování je dobře zvládnuto. Naproti tomu interakce mezi protony a neutrony jsou ovlivněny především silnou interakcí, u které jsou výpočetní modely mnohem složitější.
Hlavním nevyřešeným problémem supernov typu II je, že nerozumíme, jak záblesky neutrin přenášejí energii na zbytek hvězdy a vytvářejí rázovou vlnu, způsobující její explozi. Z předchozího plyne, že na vznik exploze je nutné pouhé jedno procento vyzářené energie, ale objasnit jeho získání se ukazuje být velmi obtížným. V roce 1990 jeden z modelů vysvětloval tento fakt mj. mechanismem zvrácení konvekce, kde předpokládal, že konvekce, ať už neutrin zevnitř, tak i padající hmoty shora, dokončí proces destrukce původní hvězdy. Během exploze jsou zachycováním neutronů vytvářeny prvky těžší než železo a díky tlaku neutrin na okraje "neutrinosféry" je okolní prostor obohacen oblaky plynu a prachu bohatšími na těžší prvky, než byla hvězda, z níž původně pocházely.
Neutrinová fyzika, založená na standardním modelu, je k pochopení tohoto procesu klíčová. Další rozhodující oblastí výzkumů je magnetohydrodynamika plazmatu (MHD), z níž je vytvořena umírající hvězda, její chování během hroucení jádra, jak se vytváří "rázová vlna," kdy a jak se "zastaví" a znovu načerpá energii. Počítačové modely jsou úspěšné ve výpočtech chování supernov typu II pouze od chvíle, kdy je rázová vlna již vytvořena. Pokud ignorujeme první sekundu exploze a předpokládáme, že exploze již začala, astrofyzikové jsou schopni detailně předpovědět prvky produkované supernovou a její očekávanou světelnou křivku.
Zbývající jádro hvězdy se může v závislosti na své hmotnosti stát buď neutronovou hvězdou, černou dírou, případně i dosud pouze hypotetickou hyperonovou nebo kvarkovou hvězdou, protože však mechanismu kolapsu supernovy málo rozumíme, hraniční hmotnosti neznáme.
Hypernova je teoreticky předpokládaný typ supernovy vznikající kolapsem na konci životního cyklu výjimečně velké hvězdy. V hypernově se jádro hvězdy hroutí přímo do černé díry a z pólů její rotace vytrysknou dva extrémně energetické proudy plazmy dosahující takřka rychlosti světla. Tyto výtrysky emitují intenzívní gama záření a spekuluje se o tom, že právě ony způsobují tzv. gama záblesky. Nová data z pozorování gama záblesků v posledních letech významně přispěla k našemu chápání těchto událostí.
Existují teorie, že energie uvolněná relativně blízkou hypernovou by mohla být schopna vyhladit život na Zemi. Vědci z NASA a z Kansaské univerzity v roce 2005 publikovali studii, podle které masové vymírání na Zemi na konci ordoviku před 450 milióny lety mohl vyvolat gama záblesk. Proud paprsků gama vydávaný hypernovou, i kdyby zasáhl Zemi na pouhých deset sekund, může zničit polovinu ochranné ozónové vrstvy v atmosféře. Po poškození ozónové vrstvy je ultrafialové záření ze Slunce schopno vyhubit většinu života na pevnině a blízko hladiny oceánů i jezer a přerušit potravní řetězec [1].
Protože hvězdy dostatečně velké na to, aby se mohly přímo zhroutit do černé díry, jsou velmi vzácné, hypernovy by měly být také vzácné. Odhaduje se, že v naší Galaxii k výbuchu hypernovy dochází každých 200 miliónů let. To by znamenalo, že Země už má 250 miliónů let po termínu. Vznikají-li však hypernovy jen z masívních hvězd přinejmenším 40× těžších než Slunce, je Země před touto událostí zcela bezpečná. Nejbližší kandidát na hypernovu, Éta Carinae, která by mohla vzplanout v průběhu příštího miliónu let, je v dostatečné vzdálenosti asi 7500 světelných let.
Gama záblesk je označení pro jev, při kterém se uvolní nesmírné množství energie ve formě gama záření, což na Zemi pozorujeme jako záblesk v gama oboru. Jde o co do svítivosti nejvýraznější fyzikální jev doposud známý v astronomii. Trvá řádově od zlomku sekundy do 100 sekund a bývá doprovázen následným několikadenním dosvitem rentgenového a ultrafialového záření, nebo viditelného světla.
Záblesky gama záření k nám cestují nesmírně dlouho - dalo by se říci, že jsou jakýmsi "dopisem" z dálek. Nedávno byl pozorován gama záblesk, který se odehrál téměř před 9,5 miliardami let, to je v době, kdy naše Sluneční soustava ještě vůbec neexistovala
Srážka neutronových hvězd
Mějme dvě neutronové hvězdy, které okolo sebe krouží. Tento jev nazýváme koalescence, tedy srážka dvou neutronových hvězd. Hvězdy se po čase mohou srazit - vzniká výbuch s vysokou energií - a následně gama záblesk.
 

Buď první, kdo ohodnotí tento článek.

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama