Co zbude po hvězdných explozích: Bílí trpaslíci, neutronové hvězdy či planetární mlhoviny (2)

Jednou z možných konců hvězd je tzv. supernova výbuch, který rozmetá hmotu hvězdy do okolí a z původní hvězdy zůstane jen její jádro - neutronová hvězda. Supernova je pro své okolí velmi nebezpečná, je to totiž zdrojem kosmického záření různých vlnových délek, které mohou zničit život na Zemi. 

Nepřehlédněte první část článku o bílých trpaslících, planetárních mlhovinách a červených obrech

Jednoho z nejbližších kandidátů na supernovu představuje ve vzdálenosti 250 ly Spica – nejjasnější hvězda Panny. Ještě o něco dál – asi 600 ly – leží Betelgeuze, nejjasnější stálice Orionu, která již dokonce dospěla do pokročilého stadia rudého nadobra a může vybuchnout doslova každým dnem. Stala by se tak na několik týdnů nejjasnějším objektem nejenom hvězdného nebe – viděli bychom ji i ve dne, přičemž by se jasností zřejmě vyrovnala Měsíci v úplňku!

Není supernova jako supernova

Pro úplnost musíme dodat, že supernov rozlišujeme několik typů. Ten, který jsme popsali výše, se označuje jako typ II. Je tedy zřejmé, že existuje i typ I. Supernovy typu I přitom neobsahují ve spektru čáry vodíku, typ II je naopak obsahuje. 

Typ I má ovšem ještě tři podtypy: Ia, Ib a Ic. Typy Ib a Ic vznikají podobným mechanismem jako typ II, tedy kolapsem jádra osamocené hvězdy. Ve spektrech typu Ic přitom neuvidíme nejen čáry vodíku, ale dokonce ani helia. Typ Ib je přechodný. Vědci se domnívají, že k typu Ic vede exploze hvězd natolik masivních a vyvinutých, že spotřebovaly nejen veškerý vodík, ale i všechno helium. Vzhledem ke statistickému zastoupení hvězd ve vesmíru podle hmotnosti bychom očekávali, že typ Ib bude častější než typ Ic. Pozorování však naznačují pravý opak. Je tedy možné, že nastíněná interpretace nebude tak přímá, jak by se mohlo zdát. 

Typ Ia vzniká zcela jiným mechanismem – potřebuje pomocníka. Supernovy Ia se rodí v těsných dvojhvězdných systémech, kde již jedna ze stálic prošla svým vývojem a stala se bílým trpaslíkem. Jakmile se začne nafukovat i druhá hvězda, odtéká z ní přes librační bod materiál na trpaslíka, který tak svého souputníka okrádá a tloustne. Jeho hmotnost roste až k tzv. Chandrasekharově mezi (přibližně 1,4 hmotnosti Slunce), teplota v jádru pod tíhou odcizené hmoty narůstá. Jakmile dosáhne odpovídající hranice, zažehne se termojaderná reakce uhlíku a rozmetá hvězdu do okolí. Opět vybuchne supernova. 

Nejbližším kandidátem na supernovu typu Ia a na supernovu vůbec je IK Pegasi ležící asi 150 ly od Země. Hmotnost bílého trpaslíka v systému však odpovídá zhruba 1,15 hmotnosti Slunce, takže k dosažení Chandrasekharovy meze hned tak nedojde. 

Normované svíčky

Supernovy typu Ia se podle dnešního paradigmatu zažehnou vždy se stejnou hmotností hvězdy. Lze tedy dovodit, že i množství energie uvolněné při výbuchu bude vždy velmi podobné. Objekt, který zazáří pokaždé stejně, se přitom výborně hodí pro měření vzdáleností. Zvlášť je-li vidět opravdu zdaleka. Supernovu Ia proto můžeme využít jako tzv. standardní svíčku a z pouhého stanovení její zdánlivé jasnosti určit její vzdálenost. 

Má to však háček. Zdá se, že existují přinejmenším tři podtypy supernovy typu Ia. Scénář s bílým trpaslíkem, jenž krade materiál z druhé složky těsné dvojhvězdy, sice nadále platí. Jenže co když je onou druhou komponentou systému heliová hvězda, která svůj vodík zcela spotřebovala a přeměnila jej na helium, jež tvoří dominantní složku její atmosféry? Bílý trpaslík vezme za vděk i heliem a při přiblížení k Chandrasekharově mezi se opět zažehne zběsilá uhlíková reakce. Modely však naznačují, že by následný výbuch nemusel trpaslíka definitivně zničit. Vyzářená energie by tudíž byla menší, než očekáváme, a při využití objektu coby standardní svíčky bychom dospěli k odhadu větší vzdálenosti, než odpovídá skutečnosti. Takové supernovy pak označujeme jako typ Iax. 

A konečně existuje ještě jeden možný způsob zážehu typu Ia – při srážce dvou bílých trpaslíků v dvojitě degenerovaném systému. V daném případě by množství uvolněné energie muselo být naopak větší než při standardním mechanismu, neboť hmotnost vybuchujícího spojeného jádra nelimituje Chandrasekharova mez. Použití takového jevu jako standardní svíčky by proto opět bylo víc než problematické. 

Málo výbuchů?

Donedávna byli astronomové přesvědčeni, že je vznik z dvojitě degenerovaného systému výjimečný, a převažují tedy kanibalizující bílí trpaslíci. S moderními pozorováními však vzala uvedená jistota za své. Jednak statistické přehlídky ukazují, že dvojhvězda tvořená bílými trpaslíky není až tak vzácná. Jejich počet naznačuje, že statisticky bychom měli za sto let spatřit v Mléčné dráze právě jednu supernovu vznikající tímto způsobem. Nepříjemným faktem zůstává, že uvedené číslo přibližně odpovídá frekvenci supernov všech typů v našem okolí. 

TIP: Existují ve vesmíru další Země? Odpověď nabízí studium bílých trpaslíků

Dále by pak výbuch v jednou degenerovaném systému musel ohřát a odfouknout obálku sekundární složky a tato látka by následně vyzařovala v rentgenové oblasti spektra. Nicméně přestože rentgenový dalekohled na družici Swift pečlivě prohlédl 53 nejbližších zbytků po supernovách, ani u jednoho z nich hledané rentgenové halo nezaznamenal. Kromě toho studoval výbuchy 12 supernov „v přímém přenosu“, ale ani v jednom případě nezaregistroval očekávané známky rázové vlny narážející do povrchu sekundární složky. Jako by tam žádný druhý člen s rozlehlou atmosférou vůbec nebyl… 

Horké téma

Supernovy představují horké téma stelárního výzkumu: Nejen proto, že možná budeme muset přepsat učebnice, ale také proto, že výkonné superpočítače konečně umožňují tyto jevy realisticky modelovat. Vědci tedy prostřednictvím řešení fyzikální rovnice doslova milisekundu po milisekundě „vidí“, co se v nitru kolabující hvězdy děje. A kdo ví? Možná už zítra exploduje Betelgeuze a poskytne nám příležitost ke sběru jedinečného materiálu…