supernova v souhvězdí Kasiopeje. Okolní materiál plus pokračující emise EM záření hrají roli v pokračujícím osvětlení pozůstatku. NASA, ESA a Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Poděkování: Fesen (Dartmouth College, USA) a James Long (ESA/Hubble)
Vytvořte dostatečně hmotnou hvězdu, která nezhasne s nářkem jako naše Slunce a bude plynule hořet miliardy a miliardy let, než se smrští na bílého trpaslíka. Místo toho se její jádro zhroutí, což povede ke zběsilé termonukleární reakci, která rozmetá vnější části hvězdy na kusy při výbuchu supernovy, zatímco vnitřek se zhroutí buď na neutronovou hvězdu, nebo na černou díru. Alespoň takový je tradiční názor. Pokud je však vaše hvězda dostatečně hmotná, nemusí k supernově vůbec dojít. Další možností je přímý kolaps, kdy celá hvězda prostě zanikne a vytvoří černou díru. Další možností je tzv. hypernova, která je mnohem energičtější a zářivější než supernova a nezanechává po sobě vůbec žádný pozůstatek jádra. Jak ukončí svůj život nejhmotnější hvězdy ze všech? Zde jsou dosavadní vědecké poznatky.
viditelné v rentgenovém, rádiovém a infračerveném záření. K tomu, aby došlo k výbuchu supernovy a vzniku potřebných těžkých prvků, které vesmír potřebuje k existenci planety, jako je Země, je zapotřebí hvězdy nejméně 8-10krát hmotnější než Slunce. Rentgenové záření: Lopez a kol.; infračervené záření: NASA/CXC/MIT/L.Lopez a kol: Palomar; rádiové:
Každá hvězda, když se poprvé zrodí, ve svém jádře slučuje vodík na helium. Touto první fází jaderné reakce procházejí hvězdy podobné Slunci, červení trpaslíci, kteří jsou jen několikrát větší než Jupiter, i supermasivní hvězdy, které jsou desítky či stovkykrát hmotnější než ta naše. Čím je hvězda hmotnější, tím vyšší teploty dosahuje její jádro a tím rychleji spaluje své jaderné palivo. Jakmile jádro hvězdy vyčerpá zásoby vodíku ke slučování, smrští se a zahřeje, přičemž – pokud je dostatečně horké a husté – může začít slučovat i těžší prvky. Hvězdy podobné Slunci se po dokončení spalování vodíku zahřejí natolik, že se v nich helium přetaví v uhlík, ale to je u Slunce konečná. Potřebujete hvězdu asi osmkrát (nebo vícekrát) hmotnější, než je naše Slunce, abyste mohli přejít do další fáze: fúze uhlíku.
její okolní mlhovina, je jednou z tisíců hvězd Mléčné dráhy, které by mohly být další supernovou naší galaxie. Je také mnohem, mnohem větší a hmotnější, než jaká by mohla vzniknout ve vesmíru obsahujícím pouze vodík a helium, a možná se již dostala do fáze svého života, kdy spaluje uhlík. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Je-li však vaše hvězda tak hmotná, čeká vás opravdový kosmický ohňostroj. Na rozdíl od hvězd podobných Slunci, které jemně odfouknou své vnější vrstvy v planetární mlhovině a smrsknou se na bílého trpaslíka (bohatého na uhlík a kyslík), nebo červených trpaslíků, kteří nikdy nedosáhnou spalování helia a jednoduše se smrsknou na bílého trpaslíka (na bázi helia), jsou nejhmotnější hvězdy předurčeny ke kataklyzmatické události. Nejčastěji, zejména na konci spektra s nižší hmotností (~20 hmotností Slunce a méně), teplota jádra stále stoupá, protože fúze přechází na těžší prvky: od uhlíku k hoření kyslíku a/nebo neonu a pak nahoru v periodické tabulce k hoření hořčíku, křemíku a síry, které vrcholí v jádře ze železa, kobaltu a niklu. Vzhledem k tomu, že slučování těchto prvků by stálo více energie, než se získá, dochází zde k implozi jádra, ze které vzniká supernova s kolapsem jádra.
život, který vyvrcholí supernovou II. typu. Nicole Rager Fuller pro NSF
Je to brilantní, velkolepý konec mnoha masivních hvězd v našem vesmíru. Ze všech hvězd, které v tomto vesmíru vznikají, je méně než 1 % dostatečně hmotných, aby je potkal takový osud. S rostoucími hmotnostmi je tak velká hvězda stále vzácnější a vzácnější. Někde kolem 80 % hvězd ve vesmíru jsou červení trpaslíci: pouze 40 % hmotnosti Slunce nebo méně. Samotné Slunce je hmotnější než asi 95 % hvězd ve vesmíru. Noční obloha je plná mimořádně jasných hvězd: pro lidské oko nejsnáze viditelných. Za spodní hranicí supernov se však nacházejí hvězdy, jejichž hmotnost je mnoho desítek či dokonce stovekkrát větší než hmotnost našeho Slunce. Jsou vzácné, ale z kosmického hlediska nesmírně důležité. Důvodem je, že supernovy nejsou jediným způsobem, jak mohou tyto masivní hvězdy žít-nebo zemřít.
pozůstatek po supernově nastalý před tisíci lety. Pokud se vzdálené supernovy nacházejí v prašnějším prostředí než jejich současné protějšky, mohlo by to vyžadovat korekci našeho současného chápání temné energie. T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN a NOAO/AURA/NSF
Předně, mnoho masivních hvězd má výtrysky a ejekce. V průběhu času, když se blíží buď ke konci svého života, nebo ke konci určité fáze fúze, něco způsobí, že se jádro na krátkou dobu smrští, což následně způsobí jeho zahřátí. Když se jádro zahřeje, zvýší se rychlost všech typů jaderné fúze, což vede k rychlému nárůstu energie vytvořené v jádře hvězdy. Tento nárůst energie může odfouknout velké množství hmoty a vytvořit událost známou jako impozantní supernova: je jasnější než jakákoli normální hvězda a způsobí ztrátu materiálu v hodnotě až desítek hmotností Slunce. Hvězda Eta Carinae (níže) se v 19. století stala imitátorem supernovy, ale v mlhovině, kterou vytvořila, stále dohořívá a čeká na svůj konečný osud.
urychlila gigantickou erupci, která z Eta Carinae vyvrhla do mezihvězdného prostředí materiál v hodnotě mnoha Sluncí. Hvězdy s vysokou hmotností, jako je tato, v galaxiích bohatých na kovy, jako je ta naše, vyvrhují velké části hmoty způsobem, jakým to nedělají hvězdy v menších galaxiích s nižší metalicitou. Nathan Smith (University of California, Berkeley) a NASA
Jaký tedy bude konečný osud hvězdy hmotnější než dvacetinásobek našeho Slunce? No, existují tři možnosti a my si nejsme zcela jisti, jaké podmínky mohou každou z nich pohánět. Jednou z nich je supernova, o které jsme již hovořili. Každá ultrahmotná hvězda, která ztratí dostatek „materiálu“, který ji tvoří, může snadno přejít v supernovu, pokud se celková struktura hvězdy náhle dostane do správného hmotnostního rozmezí. Existují však dva další hmotnostní rozsahy – a opět si nejsme jisti, jaká jsou přesná čísla -, které umožňují dva další výsledky. Oba musí existovat; byly již pozorovány.
masivní hvězda, asi 25krát hmotnější než Slunce, která zanikla bez supernovy nebo jiného vysvětlení. Přímý kolaps je jediným rozumným kandidátským vysvětlením. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Přímý kolaps černých děr. Když se hvězda stane supernovou, její jádro imploduje a v závislosti na hmotnosti se může stát buď neutronovou hvězdou, nebo černou dírou. Ale právě v loňském roce astronomové poprvé pozorovali, že hvězda o hmotnosti 25 Sluncí prostě zmizí. Hvězdy jen tak bez znamení nezmizí, ale existuje fyzikální vysvětlení toho, co se mohlo stát: jádro hvězdy přestalo produkovat dostatečný tlak záření směrem ven, aby vyvážilo přitažlivost gravitace směrem dovnitř. Pokud centrální oblast dostatečně zhoustne, jinými slovy, pokud se v dostatečně malém objemu zhustí dostatečné množství hmoty, vytvoří se horizont událostí a vznikne černá díra. A pokud vytvoříte černou díru, vše ostatní může být vtaženo dovnitř.
zvýrazněno masivními, krátce žijícími, jasně modrými hvězdami. Během pouhých asi 10 milionů let většina těch nejhmotnějších vybuchne v supernově typu II… nebo se mohou jednoduše přímo zhroutit. Průzkum ESO / VST
Přímý kolaps byl teoreticky předpokládán u velmi hmotných hvězd, snad nad 200-250 hmotností Slunce. Nedávný zánik takové hvězdy s nízkou hmotností však vše zpochybnil. Možná nerozumíme vnitřku hvězdných jader tak dobře, jak si myslíme, a možná existuje více způsobů, jak může hvězda jednoduše zcela implodovat a zmizet z povrchu zemského, aniž by došlo k vyvržení znatelného množství hmoty. Pokud tomu tak je, může být vznik černých děr přímým kolapsem mnohem častější, než jsme dosud předpokládali, a může to být velmi elegantní způsob, jak vesmír od velmi raných dob budoval své supermasivní černé díry. Existuje však ještě jeden výsledek, který jde zcela opačným směrem: uspořádání světelné show, která je mnohem velkolepější, než může nabídnout supernova.
celá by se mohla rozletět na kusy a nezanechat po sobě vůbec žádný pozůstatek! NASA / Skyworks Digital
Exploze hypernovy. Tyto události, známé také jako supersvítivé supernovy, jsou mnohem jasnější a vykazují velmi odlišné světelné křivky (vzorec zjasňování a pohasínání) než jakákoli jiná supernova. Hlavní vysvětlení, které za nimi stojí, je známé jako mechanismus párové nestability. Když se zhroutí velká hmota – něco, co je statisíckrát až mnohamilionkrát hmotnější než celá naše planeta – do malého objemu, uvolní obrovské množství energie. Teoreticky, kdybychom vytvořili dostatečně hmotnou hvězdu, například více než stokrát hmotnější než Slunce, energie, kterou by vydala, by byla tak velká, že by se jednotlivé fotony mohly rozštěpit na páry elektronů a pozitronů. Elektrony znáte, ale pozitrony jsou antihmotné protějšky elektronů a jsou velmi zvláštní.
proces, který podle astronomů vyvolal hypernovu známou jako SN 2006gy. Když vzniknou fotony s dostatečně vysokou energií, vytvoří páry elektron/pozitron, což způsobí pokles tlaku a běžící reakci, která hvězdu zničí. NASA/CXC/M. Weiss
Když se pozitrony vyskytují ve velkém množství, nevyhnutelně se srazí se všemi přítomnými elektrony. Tato srážka má za následek anihilaci obou a vznik dvou fotonů záření gama o velmi specifické, vysoké energii. Pokud je rychlost produkce pozitronů (a tedy i gama záření) dostatečně nízká, zůstává jádro hvězdy stabilní. Pokud je však rychlost produkce záření gama dostatečně vysoká, všechny tyto přebytečné fotony o energii 511 keV jádro zahřejí. Jinými slovy, pokud začnete produkovat tyto elektron-pozitronové páry určitou rychlostí, ale vaše jádro se hroutí, začnete je produkovat stále rychleji… a pokračovat v zahřívání jádra! A to nemůžete dělat donekonečna; nakonec to způsobí nejpozoruhodnější výbuch supernovy ze všech: párovou nestabilní supernovu, při níž se celá hvězda o hmotnosti přes 100 Sluncí rozletí na kusy!
To znamená, že existují čtyři možné výsledky, ke kterým může supermasivní hvězda dojít:
- neutronová hvězda a plyn z pozůstatku supernovy, ze supernovy o nízké hmotnosti,
- černá díra a plyn z pozůstatku supernovy, ze supernovy o vyšší hmotnosti,
- velmi hmotná černá díra bez pozůstatku, z přímého zhroucení hmotné hvězdy,
- nebo plyn ze samotného pozůstatku, z výbuchu hypernovy.
masivní hvězda v závěrečné fázi, před supernovou, spalování křemíku. Na snímku z družice Chandra (vpravo) dnešního pozůstatku po supernově Cassiopeia A jsou vidět prvky jako železo (modře), síra (zeleně) a hořčík (červeně). To však nemuselo být nevyhnutelné. NASA/CXC/M.Weiss; rentgen: Hwang & J.Laming
Když vidíme velmi hmotnou hvězdu, je lákavé předpokládat, že se stane supernovou a zůstane po ní černá díra nebo neutronová hvězda. Ve skutečnosti však existují dva další možné výsledky, které byly pozorovány a ke kterým v kosmickém měřítku dochází poměrně často. Vědci stále pracují na tom, aby pochopili, kdy každá z těchto událostí nastane a za jakých podmínek, ale všechny se stávají. Až se příště podíváte na hvězdu, která je mnohonásobně větší a hmotnější než naše Slunce, nemyslete na „supernovu“ jako na hotovou věc. V těchto objektech je ještě spousta života a také spousta možností jejich zániku. Víme, že náš pozorovatelný vesmír začal výbuchem. U nejhmotnějších hvězd si stále nejsme jisti, zda skončí konečným třeskem, kdy se zcela zničí, nebo konečným skučením, kdy se zcela zhroutí do gravitační propasti nicoty.
Sledujte mě na Twitteru. Podívejte se na mé webové stránky nebo na některé mé další práce zde.