Jako prostředí, které by rozptylovalo pohybovou energii vzájemně se obíhajících hvězd, může velmi účinně fungovat plyn. Ve vesmíru se vyskytuje mnoho typů systémů, v nichž přítomnost plynu nakonec vede ke srážce těsně kroužících stálic.
Předchozí část: Kosmické havárie: Jak končí gigantické srážky hvězd?
Exemplářů, u kterých jsme splynutí přímo pozorovali, je přesto méně než pověstného šafránu. V dějinách moderní astronomie existuje zřejmě pouze jeden přesvědčivý záznam přímého pozorování splynutí hvězd – a to u soustavy V1309 v souhvězdí Štíra v roce 2008. Zjasnění související se závěrečnou fází vývoje těsné dvojhvězdy dostalo označení Nova Scorpii 2008, přestože se dnes zdá, že technicky o výbuch novy nešlo.
Předchůdce spektakulární exploze se totiž podařilo dohledat v systematických pozorováních sahajících až do roku 2002, jež se uskutečnila v rámci projektu OGLE (The Optical Gravitational Lensing Experiment). Vyplývá z nich, že soustava V1309 byla nepochybně dvojhvězdou s oběžnou periodou přibližně 1,4 dne, která se zejména v pozdějších letech znatelně a systematicky zkracovala. Jednalo se zřejmě o kontaktní dvojčlenný systém, tedy o dvojici stálic ležících tak blízko, že se jejich fotosféry vzájemným slapovým působením deformovaly do tvarů kapek, jež se svými vrcholky dotýkaly.
Poté už události nabraly rychlý spád: Slapové síly roztrhaly plynný obal méně hmotné hvězdy a ten se následně přeměnil v akreční disk kolem hmotnější stálice. Jádro méně hmotné složky se v utvořeném disku účinně brzdilo a spirálovalo na hmotnější komponentu. Během brzdění se disk intenzivně ohříval a hvězda zjasňovala. Jakmile obě jádra splynula, zažehla se překotná termojaderná reakce a zdánlivá jasnost systému vzrostla téměř o sedm magnitud – zářivý výkon se tedy zvýšil o víc než čtyři řády.
Vývoj dvojhvězdy byl dobře podložen i postupnou změnou spektrálního typu hmotnější složky, který se astronomům podařilo opakovaně s určitostí stanovit: Z obra třídy F ve fázi kontaktní dvojhvězdy se stala hvězda spektrálního typu K až M, když se obalila akrečním diskem, a do obra spektrální třídy M dospěl systém asi měsíc po splynutí stálic. Závěrečná fáze trvala jen několik měsíců, dozvuk náhlého zjasnění byl pak pozorovatelný téměř dva roky. Někteří odborníci se domnívají, že náhlé zjasnění hvězdy V838 Monocerotis v Jednorožci v roce 2002 bylo také důsledkem hvězdné kolize. Jednotnost však v tomto případě rozhodně nepanuje.
Z trpaslíka obrem
Dalším kandidátem na budoucí splynutí jsou proměnné hvězdy typu W Ursae Majoris. Jedná se o dvojici stálic, jejichž jádra obklopuje společná obálka. Tyto hvězdy dělí tak malá vzdálenost, že kolem sebe krouží značnou rychlostí: Jejich oběžná doba nepřesahuje jeden den. Vzhledem připomínají burský oříšek se dvěma různě velkými jádry. Vědci znají asi dvě desítky těchto systémů a jsou přesvědčeni, že přeměna kinetické energie oběhu obou složek v teplo povede k jejich splynutí – jen to bude trvat mnoho miliard let.
Jiné důsledky splynutí dvou hvězd možná pozorujeme rutinně a nikoliv v malém počtu. Přibližně čtyři desítky stálic se řadí mezi proměnné hvězdy typu R Coronae Borealis – název se odvozuje od stejnojmenného objektu v souhvězdí Severní koruny, které je pozorovatelné i z našeho území. Tyto eruptivní proměnné uhlíkaté stálice s nedostatkem vodíku v atmosférách představují poněkud záhadné zástupce hvězdné říše, neboť standardní modely nedovedou jejich výskyt vysvětlit.
Vědci dnes zvažují dva možné scénáře: Jedním je mohutný záchvěv globální konvekce, který by vedl k náhlému promíchání obálky současně s prakticky okamžitým spálením vodíku. Druhá hypotéza hovoří o splynutí dvou bílých trpaslíků. Podmínkou jsou v tomto případě dvě navzájem se obíhající vyhaslá jádra hvězd – hmotnější kyslíko-uhlíkový trpaslík a méně hmotný heliový trpaslík.
Tělesa by musela tvořit velmi těsnou dvojhvězdu, takže by slapové působení kyslíko-uhlíkového „upíra“ vytrhávalo z heliového trpaslíka materiál, jenž by se pak nasával na hmotnější složku. To by v důsledku ještě zvýšilo účinek slapových sil, až by se heliový trpaslík rozmělnil do akrečního disku kolem kolegy složeného převážně z hmotnějších prvků. Teplota plynu v disku by mohla překročit zápalnou teplotu heliové reakce a přeměnit tento systém ve stálici připomínající žlutého nadobra. Konvekce probíhající v nově zformované obálce by pak do povrchových vrstev vynášela těžké prvky z jádra, především uhlík. Elegantně by se tak vysvětlilo jednak podivné chemické složení povrchových vrstev a jednak nepravidelná světelná proměnnost těchto hvězd – a to přítomností uhlíkových skvrn ve fotosféře.
Nestandardní svíčky
Měřit vzdálenosti ve vesmíru je velmi ošidné, proto si astronomové často pomáhají různými „fintami“. K těm běžně používaným patří tzv. standardní svíčky: U zmíněných objektů známe celkovou svítivost, kterou lze porovnat s pozorovaným množstvím světla a z rozdílu pak odvodit vzdálenost tělesa.
Typickým zástupcem standardních svíček jsou supernovy typu Ia: Jedná se o těsné dvojhvězdy sestávající z bílého trpaslíka, kolem kterého obíhá rozepnutá vyvinutá stálice, z níž trpaslík nasává hmotu. Jakmile jeho celková hmotnost překročí tzv. Chandrasekharovu mez (přibližně 1,4 hmotnosti Slunce), zažehne se překotná termojaderná reakce a trpaslík vybuchne jako supernova typu Ia. Protože při tomto scénáři dojde k zažehnutí vždy těsně po překročení zmíněné hranice, spálí se v překotné reakci pokaždé srovnatelné množství materiálu stejným procesem – tudíž je i množství uvolněné zářivé energie v podstatě stejné, a proto mluvíme o standardní svíčce.
Jenže astronomické modely připouštějí i jinou možnost vzniku supernovy typu Ia, a to při srážce dvou bílých trpaslíků, jež na sebe vzájemně spirálují v dvojitě degenerovaném dvojhvězdném systému. Při jejich splynutí rovněž dojde k překročení Chandrasekharovy meze a k zažehnutí překotné termojaderné reakce. Pro postupné spirálování a splynutí dvojice je přitom nezbytná přítomnost „přepravce“, který ze systému odnese přebytečnou energii. Ukazuje se, že v případě těsných dvojhvězd složených z degenerovaných těles jsou účinným kanálem odtoku energie gravitační vlny (viz Gravitační vlny jako nositelky energie).
Ovšem oproti hypotéze s jednou degenerovanou hvězdou, jež pomalu nasává materiál z druhé, je hmotnost objektu při splynutí dvou trpaslíků značně nejistá. Ani množství vyzářené energie by tudíž nebylo při každém výbuchu stejné a takové supernovy by byly jako standardní svíčky prakticky nepoužitelné.
TIP: Vesmírné kolize: Když se srazí planety, hvězdy černé díry nebo galaxie
Ještě před deseti roky se odborníci domnívali, že drtivá většina supernov typu Ia pochází z jednoduše degenerovaných systémů. V posledních letech se však množí indicie, že by tomu mohlo být jinak – k podpoře hypotézy s jednou degenerovanou hvězdou totiž chybějí pozorovací důkazy. Na místech výbuchů supernov typu Ia nenašli vědci rentgenové přebytky, nepozorovali očekávaná světelná echa v atmosférách rozepnutých komponent a hlavně: V Galaxii dojde k jednomu výbuchu supernovy za sto let, což se výborně shoduje s předpovězenou četností spojování dvojitě degenerovaných systémů.
Gravitační vlny jako nositelky energie
Gravitační vlny vznikají při pohybu hmotných těles časoprostorem a byly předpovězeny v rámci Einsteinovy obecné teorie relativity před více než sto lety. Důležitá je přítomnost osové nesymetrie objektu – samostatná stálice tedy zdrojem gravitačních vln není, zato vzájemně se obíhající dvojhvězda již ano. Těsná hmotná dvojhvězda (například těsná dvojice bílých trpaslíků nebo neutronových hvězd) je intenzivnějším zdrojem gravitačních vln než dvě stálice podobné Slunci, které se vzájemně oběhnou jednou za deset let. Energie gravitačních vln se započítává do celkové energetické sumy, a protože se tato energetická suma zachovává, musí se energie vyzářená gravitačními vlnami čerpat z kinetické energie obou oběžnic. Ty se v důsledku zmíněné ztráty k sobě přibližují a jejich oběh se zkracuje – hvězdy se dřív či později srazí.
Existenci gravitačních vln se podařilo poprvé nepřímo doložit právě na podobném systému: na tzv. Hulsově-Taylorově binárním pulzaru PSR B1913+16. U této dvojice neutronových hvězd odborníci již v 70. letech prokázali zkracování periody oběhu, přičemž naměřený časový rozdíl odpovídal odčerpání energie gravitačními vlnami. Vlny samotné byly přesvědčivě zachyceny v roce 2015 detektorem LIGO. Pocházely rovněž z gigantické kolize – splynutí dvou velmi hmotných černých děr. Záhy vědci oznámili druhé měření srážek černých děr.
TIP: Mýty kolem gravitačních vln: Co jejich existence znamená pro podstatu vesmíru
Nově budované detekto ry gravitačních vln by měly být o mnoho řádů citlivější než LIGO. V budoucnu bychom tedy měli dokázat reálně pozorovat víc zdrojů gravitačních vln, mimo jiné i těsné kompaktní dvojhvězdy. Teprve pak se ukáže, jak četné ve skutečnosti hvězdné kolize jsou.
