Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 9 – vyšlo 2. března, ročník 10 (2012) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

9/2012

2012 – když vybuchne supernova

Jakub Rozehnal

V souvislosti s mediálně propíraným tématem údajného konce světa dne 21. 12. 2012 je často zmiňován výbuch supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., která svým zářením rozsvítí noční oblohu do denního jasu a připraví zemský povrch o vše živé. Je takový scénář možný? A co je to vlastně supernova? V následujících dvou dílech bulletinu probereme téma supernov podrobněji a odhalíme některé mýty, jež toto téma obestírají.

K výbuchu supernovy dochází v závěrečném stádiu života velmi hmotných hvězd, alespoň 8× hmotnějších, než je naše 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.. Život hvězdy – to je neustálý souboj gravitace, snažící se hvězdu smrštit do co nejmenšího objemu, a tlakového gradientu, který působí směrem opačným a hvězdu naopak „nafukuje“. Po většinu života jsou obě tyto síly v rovnováze, ale na jeho konci dojde k finálnímu souboji. V něm může být dočasně silnějším soupeřem tlakový gradient, který je zejména u hmotnějších hvězd podporován tlakem záření unikajícího z jádra, ale konečným vítězem je vždy gravitace, která hvězdu smrští na setinu až stotisícinu původního poloměru. V prvním případě je konečným stadiem 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 M_S. 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 M_S., ve druhém pak neutronová hvězdaNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ 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.. A právě druhý případ je doprovázen komplexním sledem událostí, jež souhrnně označujeme jako výbuch supernovy. Pojďme proto tento fenomenální konec života hvězdných obrů prozkoumat trochu podrobněji.

Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. Bílý 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. Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 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. Černá 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.

Třídíme supernovy

Hlavním kriteriem pro klasifikaci supernov je přítomnost čar vodíku v jejich spektru. Supernovy, v jejichž spektru přítomnost 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. nezjistíme, zařazujeme do třídy I (SN I), tam, kde se spektrální čáry projeví, hovoříme o typu II (SN II). Supernovy SN I dále dělíme na podtypy Ia (přítomny spektrální čáry 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).), Ib a Ic (dle obsahu heliaHelium – 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.). Supernovy typu Ia jsou nejsvítivější, supernovy typů Ib a Ic jsou několikrát méně svítivé, stejně jako supernovy typu II, jejichž jasnost však dosti kolísá.

Daleko důležitější je pro nás ale fakt, že zatímco supernovy typu Ia nacházíme ve všech typech galaxiíGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry., supernovy typů Ib, Ic a II pozorujeme pouze v galaxiích nepravidelných nebo spirálních (zejména v oblasti spirálních ramen). Protože spirální a nepravidelné galaxie obsahují velké množství mezihvězdné látky a jsou tudíž místem intenzivní tvorby hvězd, domníváme se, že progenitory (vývojovými předchůdci) supernov typu II, Ib a Ic jsou právě mladé hmotné hvězdy, které se zde zrodily před pouhými několika miliony let.

Naopak supernovy typu Ia nacházíme i v eliptických galaxiích, které jsou na mezihvězdnou hmotu velmi chudé a prakticky žádné nové hvězdy se zde nevyskytují. To znamená, že supernovy Ia musejí vznikat ze starších a tedy méně hmotných hvězd než supernovy výše uvedených typů, a také mechanizmus jejich vzniku je odlišný.

Obr. 1: Pozůstatek po explozi supernovy SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Jde o typickou supernovu typu II, která explodovala ve vzdálenosti 167 000 ly. Signál k nám doletěl v roce 1987. Prstence jsou zahřáté na teplotu 5 000 až 25 000 kelvinů. Centrální prstenec se vytvořil asi 30 000 roků před explozí hvězdy a je tedy fosilním záznamem závěrečných stadií hvězdného života. Zdroj: HST/WFPC2, 1997.

Kolabující jádra hvězd

Supernovy typu Ib, Ic a II vznikají v důsledku gravitačního kolapsu jádra hmotných osamocených hvězd. Vývoj vnitřních částí hvězdy je vlastně jedním dlouhotrvajícím gravitačním kolapsem. Hvězda kolabuje takovou rychlostí, s jakou dochází ke ztrátám energie vyzařované do jejího okolí. Kvůli nim je termonukleární reaktor v nitru hvězdy nucen energii doplňovat, aby udržela dostatečný tlakový gradient, odolávající tíze okolních vrstev.

Jádro hvězdy, ve kterém dochází k termonukleární syntéze jader lehčích prvků na těžší, je zároveň skladištěm „vyhořelého“ paliva, které se ukládá v jeho centru. Kromě těžších prvků jsou produktem termonukleárních reakcí také neutrinaNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. a pozitronyPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932.. Vzhledem k postupnému zahušťování jádra a zvyšování teploty se ale produkty předchozích reakcí stávají novým palivem a dochází k syntéze těžších a těžších prvků. Pro hmotné hvězdy v závěrečném stadiu vývoje je proto typická slupkovitá struktura nitra, v jehož jednotlivých vrstvách dochází směrem k centru k produkci stále těžších prvků. Vývoj jádra hvězdy s hmotností 15 M_S ukazuje následující tabulka:

palivo (prvek)	produkt (prvek)	doba hoření	centrální teplota (106 K)	centrální hustota (g/cm3)	zářivý výkon (LS)	tok neutrin (jS)
H	He	11×106 let	35	5,8	28 000	1 800
He	C, O	2×106 let	180	1 390	44 000	1 900
C	Ne, Mg	2 000 let	810	2,8×105	72 000	3,7×105
Ne	O, Mg	0,7 roku	1 600	1,2×107	75 000	1,4×108
O, Mg	Si, Ca	2,6 roku	1 900	8,8×106	80 000	9,1×108
Si, Ca	Fe, Ni	18 dní	3 300	4,8×107	100 000	1,3×1011
Fe, Ni	neutr. hvězda	1 s	7 100	7,3×109	160 000	3,6×1015

Tab. 1: Vývoj jádra hvězdy s hmotností 15 M_S. Převzato z .[1].

Jádro hvězdy zpočátku kolabuje velmi pomalu, neboť výkon termojaderných reakcí je dostatečný k tomu, aby poskytoval stejnou energii, jakou hvězda pozbývá díky záření a odlétávajícím neutrinům. Pokaždé, když v nitru dojde příslušné palivo, jádro se smrští, zahřeje a nastartuje se nová jaderná reakce. Po spálení helia jsou následující reakce obrovsky urychleny díky skokovému navýšení ztrát energie odnášené neutrinyNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.. Při teplotě kolem jedné miliardy kelvinů dojde v nitru k rovnováze mezi počtem volných elektronůElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. a pozitronůPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932. vznikajících při jaderných reakcích. Při vzájemné anihilaciAnihilace – proces zániku částice a antičástice, při kterém se obě přemění na záření. O existenci antičástic poprvé teoreticky uvažoval Paul Adrien Maurice Dirac v roce 1928. těchto částic se může vytvořit pár neutrino-antineutrino, který díky malému účinnému průřezu interakce s hmotou opouští hvězdné nitro a energetické ztráty hvězdy se tak zněkolikanásobují. Zatímco hoření 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. probíhá v nitrech velmi hmotných hvězd miliony let (u hvězd hmotnosti 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. miliardy let), hoření uhlíkuUhlík – 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. probíhá již jen tisíce let a hoření 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). pouhé 2 týdny!

Cyklus zážehu nových termonukleárních reakcí končí u prvků skupiny železa, které vykazují maximální hodnotu vazebné energie na nukleonNukleon – společný název pro částice jádra (protony a neutrony). Jde o baryony složené z kvarků „u“ a „d“.. Další syntézou těchto prvků by jádro energii potřebnou k zastavení kolapsu nezískalo. Hvězda však nadále ztrácí energii prostřednictvím neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy., jejichž tok v tu chvíli převyšuje tok neutrin ze 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. o 15 řádů. Jádro je o cenou energii navíc okrádáno dvěma dalšími procesy. Při hustotách blízkých 10¹⁰ g/cm³ dochází ke „vtlačování“ elektronů do protonůProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. v jádrech, čímž dochází k zvyšování neutronového čísla. A protože volné elektrony jsou v elektronově degenerovaném jádře hlavním zdrojem tlaku, je jejich úbytek dalším důvodem k vychýlení rovnováhy ve prospěch gravitace. K němu přispívá i proces fotodisintegrace jader železaŽelezo – 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..

⁵⁶Fe + γ = 13 ⁴He + 4n.

Železo je při něm zářením „roztaveno“ na 13 částic alfaAlfa částice – jádro helia, vázaný stav dvou protonů a dvou neutronů. Přirozenou cestou vzniká při alfa rozpadu. Vzhledem k velké vazebné energii jde o vysoce stabilní částici. a 4 neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron., čímž se proces syntézy jader do určité míry vrací ke svému počátku. ŽeleznéŽelezo – 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. jádro, zbavené možnosti bránit se drtivé síle gravitaceGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají., se počíná hroutit volným pádem, jehož rychlost dosáhne až čtvrtiny rychlosti světla. Původní jádro o velikosti ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. se v řádu sekund smrští do tzv. protoneutronové hvězdy o poloměru kolem 30 km. Tento útvar je důsledkem ustavení krátkodobé rovnováhy mezi gravitací a repulzivní složkou jaderných sil, které se uplatní při hustotě řádu 10¹⁴ g/cm³ (díky působící gravitaci je to dvojnásobek hustoty atomového jádra). Důsledkem ustavení krátkodobé rovnováhy ve vnitřní části kolabujícího jádra je vznik mohutné rázové vlny, která vznikne při pádu vnějších vrstev na protoneutronovou hvězdu. Dříve jsme měli zato, že právě tato rázová vlna je zodpovědná za „výbuch“ supernovy, tj. rozmetání veškeré hmoty nad hranicí protoneutronové hvězdy. Tento mechanizmus výbuchu supernovy při kolapsu jádra na neutronovou hvězdu poprvé nastínili Fritz Zwicky a Walter Baade roku 1939.

Ve skutečnosti se ale rázová vlna během několika tisícin sekundy rozpadne, a to díky obrovským ztrátám energie odlétávajícími neutriny a jadernou fotodisintegrací železaŽelezo – 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.. Následně pokračuje akrece hmoty na neutronovou hvězduNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ 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. v jádře, a to rychlostí několika desetin hmotnosti 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. za sekundu! V případě supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. však akrece trvá jen zlomek sekundy, jedna sekunda je čas postačující ke vzniku černé díryČerná 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.. Během následujících několika sekund vyzáří protoneutronová hvězda pomocí unikajících neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. až 10 % své klidové hmotnosti. Na úkor vyzářené energie se smrští do koule o typickém průměru 10 km – vznikne neutronová hvězda.

Obálka obklopující jádro hvězdy je následně rozmetána do okolního vesmíru. Ačkoli je tento „výbuch“ způsoben unikajícími neutriny, nejedná se o přímočarý proces přenosu energie neutrin na hmotu obklopující zkolabované jádro. Jednak je účinný průřez záchytových interakcí velice malý, jednak je energie neutrin do baryonovéBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. hmoty uložena pouze dočasně. Zároveň se záchytovými procesy

p + ν_e = n + e⁺,
n + ν = p + e⁻

totiž probíhají reakce inverzní a neutrinaNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. jsou tak opět uvolňována. Jak to, že tedy v dalekohledech pozorujeme mohutné exploze rozpínajících se obalů supernov? Tento problém zaměstnával astrofyziky po několik desítek let a rozřešen byl až po rozvoji výpočetní techniky, kdy mohly být provedeny vícerozměrné simulacePočítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů. kontrakce protoneutronové hvězdy a transformace energie neutrin do jejího bezprostředního okolí. Ta se ukládá do horké nafukující se „bubliny“ naplněné fotony vzniklými při anihilaciAnihilace – proces zániku částice a antičástice, při kterém se obě přemění na záření. O existenci antičástic poprvé teoreticky uvažoval Paul Adrien Maurice Dirac v roce 1928. neutrin a také elektron-pozitronovými páry. Rozpínající se bublina vytváří na svém vnějším okraji rázovou vlnu, která je zodpovědná za pozorovaný „výbuch“ - rozmetání obálek obklopující hvězdu (viz obrázek 2). Povšimněme si, že atmosféra neutronové hvězdy, složená ze záření, elektron-pozitronových párů, neutrin a volných protonů a neutronů, připomíná složení našeho vesmíru jen několik minut po jeho vzniku! Opět se zde projevuje fakt, že cesta ke studiu počátečních fází vesmíru vede k vysokým energiím.

Obr. 2: Rozpínající se bublina vytváří na svém vnějším okraji rázovou vlnu. Zdroj [2].

Model rozpínající se bubliny s rázovou vlnou pomohl vysvětlit i další pozorovaný jev, pro nějž jsme dříve neměli vysvětlení. Neutronové hvězdy se totiž často pohybují vysokými relativními rychlostmi vzhledem k rozpínajícím se obálkám. Máme za to, že je to způsobeno rozvojem konvektivních a neradiálních nestabilit, u nichž převládá bipolární mód (obrázek 3). Hmota na protoneutronovou hvězdu přitéká z jednoho směru, kde se ohřívá neutrony a odtéká směrem opačným. Takováto nestabilita může zkolabovaným jádrům udělit pozorované rychlosti v řádu 100 km/s.

Obr. 3: Rozvoj konvektivních a neradiálních nestabilit. Zdroj [1].

Těžší než železo

Je všeobecně známo, že prvky s atomovým číslem vyšším, než má 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., vznikají pouze při výbuších supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Jejich vznik však není zdaleka tak přímočarý, jak se často tvrdí. Hnacím motorem nukleosyntézy je v tomto případě tzv. r-proces (r z anglického „rapid“, což znamená „rychlý“). Jedná se o proces záchytu neutronůNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron., který probíhá dostatečně rychle v porovnání s paralelně probíhajícím beta rozpadem. K tomu jsou zapotřebí teploty řádu 10⁹ K a koncentrace neutronů alespoň 10²⁰ n/cm³. Takové podmínky existují pouze v těsném okolí kolabujícího jádra, kde intenzivní tok neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. z ochlazujícího se jádra vytvoří náraz „neutronového větru“ o délce trvání pouhých 10 s, což znamená, že k syntéze prvků r-procesem dochází ve chvíli, kdy je neutronová hvězda jen několik sekund stará. Jeho studium je proto pro astrofyziky nesmírně důležité.

Celý proces vzniku těžkých prvků můžeme sledovat na obrázku 4. V počátečních fázích je tok neutrin a antineutrin z jádra neutronové hvězdy vyrovnaný, ale protože neutrony, které jádro vytvářejí, reagují s neutriny za vzniku protonů a elektronů, začne tok antineutrin převažovat. Jinými slovy: antineutrina procházejí z jádra neutronové hvězdy snadněji než neutrina. Antineutrina posléze reagují s protony v atmosféře a celkově je tedy vítr z neutronové hvězdy významně obohacen neutrony na úkor protonů. Ty spolu s poklesem teploty pod 10¹⁰ K začnou reagovat za vzniku částic alfa, jader hélia. Protože neutronů je ve větru přebytek, vytvoří se nad atmosférou neutronové hvězdy vrstva obsahující alfa částice a neutrony. Při dalším poklesu teploty pod 5×10⁹ K se začnou héliová jádra slučovat do jader prvků skupiny železa. V této vrstvě se tedy nachází částice alfa, volné neutrony a těžké prvky, které jsou základními kondenzačními jádry pro nastartování r-procesu. Ten začne probíhat ve chvíli, kdy teplota poklesne pod 10⁹ K. Volné neutrony se začnou na jádrech těžších prvků zachytávat a vytvářet tak popsaným procesem prvky těžší než železo. Výsledkem je, že supernova rozmetá do svého okolí celkem 10^–5 M_S hvězdného materiálu, obsahujícího 10÷20 % těžkých prvků, syntetizovaných r-procesem, zbytek připadá na helium. Shrneme-li tedy proces syntézy těžkých prvků v supernově, zjistíme, že supernova nejdříve všechna jádra těžkých prvků rozloží při fotodisintegraci, a teprve poté vytvoří postupným slučováním nukleonů jádra helia, posléze jádra těžších prvků skupiny železa a následně jejich bombardováním neutrony prvky ještě těžší. Jakoby se proces vzniku prvků na počátku vesmíru rychle během deseti sekund zopakoval a protáhl do pozdních fází nukleosyntézy.

Obr. 4: Neutrinové ochlazování a neutrinový hvězdný vítr. Zdroj [1].

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 oblaku ve vzdálenosti 167×103 světelných roků.

Tab. 2: Typy supernov.

Dosvit

Výše uvedený scénář výbuchu supernovy podrobně popisoval vznik neutronové hvězdy a uvolnění obrovského množství energie, z níž asi 99 % odnášejí neutrina vznikající neutronizací hmoty, 1 % je uloženo v kinetické energii rozpínající se obálky a jen 0,01 % uniká ve formě záření. Přestože se jedná o proces trvající řádově sekundy, supernovu coby svítící bod můžeme na obloze sledovat výrazně déle. Během prvních 100 dní po výbuchu klesne její jasnost přibližně stokrát, během roku asi tisíckrát. Tvar světelné křivky prozrazuje, že v rozpínající se obálce dochází po výbuchu k radioaktivnímu rozpadu nestabilních izotopů niklu a kobaltu. Pozůstatky po výbuchu supernovy však můžeme ve vesmíru pozorovat i stovky tisíc let. Jedná se jak o vizuálně pozorované řasové mlhoviny, jejichž tvar určuje interakce rozpínající se obálky s rázovými vlnami vniklými při výbuchu, tak o rentgenové záření, které při této interakci vzniká. Uvnitř těchto mlhovin pozorujeme neutronovou hvězdu – žhavý pozůstatek po fenomenálním zániku jedné hmotné hvězdy.

V příštím díle probereme zajímavou problematiku supernov typu Ia, prohlédneme si pozůstatky po supernovách, které v minulosti vybuchly v okolí Slunce i v dalekých končinách vesmíru a také rozebereme mýty, které se o supernovách často tradují.

Animace týdne: Vizualizace exploze supernovy typu II

Vizualizace exploze supernovy typu II. Animace exploze supernovy s hmotností 11 M_S byla vytvořena v superpočítačovém centru RZG (RechenZentrum Garching). V závěrečné fázi vývoje zkolabuje ve zlomku sekundy jádro velmi hmotné hvězdy na neutronovou hvězdu nebo černou díru. V této animaci jde o kolaps na neutronovou hvězdu, při kterém vznikne v nitru objekt s rozměry většího města a hmotnosti srovnatelné s hmotností Slunce. Padající látka dosáhne povrchu rodící se hvězdy s nadzvukovou rychlostí a při tom vznikne ven se šířící rázová vlna, která zahřeje plynnou obálku kolem neutronové hvězdy. Z neutronové hvězdy uniká intenzivní tok neutrin, který dále zahřívá obálku hvězdy. Na konci animace je rázová vlna silně nesymetrická, pohybuje se ven rychlostí 10 000 km/s  a vytlačuje vnější vrstvy umírající hvězdy do okolí v podobě exploze supernovy typu II. Zdroj: RZG. (mp4/h264, 10 MB)

Odkazy