Zanechávají po sobě ty nejkrásnější objekty, jaké na obloze pozorujeme. Mimo jiné zásobují vesmír všemi prvky, které jsou těžší než uhlík. Část energie, která právě pohání váš počítač, pochází z exploze někdejší supernovy.
Na konci své kariéry si obzvláště hmotné hvězdy ještě jednou pořádně zahýří. Nic jiného jim ani nezbývá. Poté, co přijde o jemně vyvážená stabilitu mezi zářením a gravitací, která jí po dobu spalování vodíku na helium v první části jejího života zajistila poměrně dlouhou a klidnou vývojovou fázi, začíná pro hvězdu počátek turbulentního konce.
Další osud hvězdy je závislý na její hmotnosti. Relativně malé objekty (například naše Slunce) končí svou kariéru stejně nenápadně, jako prožívaly svůj dosavadní život.
Poté, co jim došlo palivo, a tím i zdroj záření, které hvězdu udržuje v rovnovážném stavu, kolabuje vlivem gravitace jejich jádro. Plynné obaly takových hvězd se rozpínají, povrch se ochlazuje a dostává načervenalou barvu. Nakonec se obal od hvězdy oddělí, aby časem vytvořil objekt, kterému říkáme planetární mlhovina. Gravitací smrštěné jádro mezitím dosáhlo vyšší teploty, zažehl se v něm další stupeň termonukleární reakce. Teď v jádře vzniká ze tří atomů helia atom uhlíku. Slunci podobná hvězda se po vypotřebování helia a dalším odhození plynných obalů uklidní, jádro kolabuje a dále se zmenšuje. Tím se znovu zahřívá a začíná produkovat záření, které osvětluje mezitím vzniklou planetární mlhovinu. Jádro, které mezitím dosáhlo vývojového stupně „bílý trpaslík“ pak postupně vychladne, aniž by prošlo dalšími dramatickými procesy.
Obrázek: Vývoj hvězdy, podobné Slunci
Obrázek: Vývoj hvězdy, podobné Slunci (Zdroj: ESO, S. Steinhoefel, http://cdn.eso.org/images/screen/eso0948a.jpg)
Obrázek: Čtyři planetární mlhoviny, jejichž snímky byly pořízeny teleskopy ESO
(Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1338b.jpg)
Daleko zajímavější cestu má před sebou hmotnější hvězda.
Jev, kterému říkáme „nova“, je vlastně hra kterou spolu hrají hvězdná dvojčata. Hmotnější hvězda, která se dostala až do vývojového stadia bílého trpaslíka, si začne „půjčovat“ hmotu své méně hmotné sestry. Menší hvězda se vyvíjí díky své malé hmotnosti pomaleji a disponuje proto zatím ještě obalem z plynu, obalem, který její sestra už dávno odhodila.
Hmota bílého trpaslíka se díky své enormní hustotě nachází ve stavu, kterému říkáme „degenerovaný“. Jeho reakce už neodpovídají běžným očekáváním. Plyn, „vypůjčený“ od méně hmotné hvězdy, se ukládá na povrchu bílého trpaslíka, pomalu se do něj integruje a přechází do degenerovaného stavu.Teplota a koncentrace vodíku vzroste po nějaké době natolik, že umožní zažehnout termonukleární reakci – spalování vodíku na helium.
Degenerovaný plyn - je plyn s tak vysokou hustotou, že jeho fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností běžného plynu.
Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu nezávisí na teplotě, ale jen na hustotě, Tlak tohoto degenerovaného plynu udržuje hvězdu v rovnovážném stavu bez ohledu na její vnitřní teplotu. Při hustotách okolo 1012 g.cm−3 nastává neutronová degenerace. „Vtlačením" elektronů do jader atomů, se změnily protony na neutrony a jádra se slila. Tento stav degenerovaného plynu se vyskytuje v neutronových hvězdách.
Díky speciálnímu stavu hmoty bílého trpaslíka probíhá tato reakce nikoliv pomalu, jak je tomu v běžných hvězdách, ale explozivně. Výbuch rozmetá do okolí tu část vodíku, která se usadila na povrchu hvězdy a zatím nestihla difundovat do jejího nitra.
Hvězda během několika dní zvýší svou zářivost 100x až 100 000x. Během následujících měsíců se vrátí do svého původního stavu, začne si znovu přivlastňovat část plynu své sousedky – a celý proces se opakuje. Trvá to odhadem 100 – 10 000 let, než nasbírá dostatečné množství vodíku pro další explozi.
Pokud je sousedkou bílého trpaslíka hmotná hvězda, která svou vlastní fázi spalování vodíku na helium již zakončila a nachází se ve stadiu rozpínajícího se rudého obra, ubírá se scénář jiným směrem.
Schema vývoje supernovy prvního typu
Sousední hvězda může bílému trpaslíkovi nabídnout hmotu, která tentokrát obsahuje více helia. Přenos hmoty směrem k bílému trpaslíkovi pak už musí jen probíhat dostatečně rychle a množství hmoty musí být dostatečně velké (odpovídající zhruba hmotnost Země během deseti let).
Obrázek: Supernova 1. typu před a po explozi
(Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso0731b.jpg)
Směs vodíku a helia z plynných obalů se ukládá na povrchu bílého trpaslíka. V nově vzniklé vrstvě plynu na povrchu trpaslíka pak probíhá transformace vodíku na helium, zároveň s dalším stupněm termonukleární reakce – přeměnou helia na uhlík.
Množství uhlíku ve hvězdě roste. Když dosáhne kritického množství, zažehne se fúze samotného uhlíku. Podobně jako v případě novy, i zde neprobíhají následné reakce spořádaně, jak by tomu bylo v normálním hvězdném jádru. Jádro bílého trpaslíka se skládá z „degenerované“ hmoty, takže termonukleární fuze v ní probíhá explozivně. Překotně vznikají prvky, těžší než uhlík, a uvolňuje se více a více energie. Její množství postačuje k tomu, aby rozmetala do okolí veškerou hmotu původního bílého trpaslíka i jeho hvězdy-dvojčete. Rozlétne se do okolí rychlostí kolem 1000 km/s, aby vytvořila hvězdnou mlhovinu, jejíž krásu později budou obdivovat pozemští astronomové.
Svítivost hvězdy stoupne na 10 000 000 000-násobek našeho Slunce. Vzhledem k tomu, že je kritická hmotnost bílého trpaslíka s degenerovaným uhlíkovým jádrem konstantní, jsou procesy, probíhající při explozi podobných hvězd všude ve vesmíru stejné. Supernovy 1. typu se proto dají použít jako vesmírný „standartní metr“.Porovnáním jejich svítivosti a vlastností astronomové určují vzdálenosti galaxií.
Dalším způsobem, kterým se dá ze světa sprovodit super hmotná hvězda, je exploze, které vědci říkají „supernova 2. typu“. Tento osud čeká hodně hmotné hvězdy.
Díky velkému množství hmoty a tím i silnějšímu gravitačnímu smršťování jsou teploty, kterých dosáhnou supernovy druhého typu ve svých jádrech, dostatečně vysoké na to, aby zažehly veškeré fyzikálně možné termonukleární reakce, včetně těch, při kterých vzniká železo.
Vývoj těchto hvězd se zpočátku neliší od procesů v jejich lehčích kolegyních. Nezastaví se ale ve stadiu uhlíkového jádra.
Schema vývoje neutronové hvězdy
Zhruba sto let před mohutnou explozí, začne jádro hvězdy při teplotách 500 000 000 – 800 000 000 K spalovat uhlík na křemík. Předchozí termonukleární reakce přitom pořád ještě probíhají v různých vrstvách v obalech hvězdy.
S přibývající teplotou v jádru se začíná tvořit i neon a kyslík. Během posledního dne své existence začne hvězda ve svém jádře tvořit izotopy železa, niklu a kobaltu. Syntéza dalších, ještě těžších prvků už není provázena uvolněním energie, ale energii spotřebovává. Celý proces termonukleární fúze je v tomto bodě u konce.
Hvězda ve svém nitru během posledního dne utvořila železo-niklovou plasmovou kouli, která má 1 – 2 hmoty Slunce a teplotu 5 000 000 000 – 10 000 000 000 K. Její kolaps, ke kterému dojde při definitivním vyčerpání paliva, je velice intenzivní. Během zlomku vteřiny se jádro smrští na setinu své původní velikosti – vznikne neutronová hvězda.
Hmota hvězdy je teď natolik hustá, že v ní nemohou existovat volné protony a elektrony. Elektrony se vklínily do protonů a vytvořily neutron, částici, která je jinak ve volném stavu nestabilní a rozpadla by se zhruba po 880 sekundách. Tuto „neutronizaci“ doprovází vznik neutrin, lehkých částic, které se podařilo prokázat až v roce 1987.
Vzhledem k tomu, že neutrina téměř nereagují s ostatní hmotou, rychle opouštějí hvězdu a odnášejí s sebou 99 % energie. Je to množství, které odpovídá 1046J. Pro srovnání – je to zhruba 100x víc, než vyprodukuje Slunce během celého svého života.
Zbylé jedno procento energie vyvolá ve zbytku hvězdy různé procesy, například vznik izotopů zlata, olova nebo uranu, prvků, kterými později supernova obohatí okolní vesmír.
Vlna energie se prodírá k povrchu nově vzniklé neutronové hvězdy. Trvá jí asi hodinu, než ho dosáhne. Zvýší pak teplotu povrchu hvězdy z několika desítek tisíc Kelvinů na milión stupňů. Během následujících 100 dní stoupá její svítivost na 1 000 000 000-násobek svítivosti Slunce.
Hvězda dále expanduje rychlostí 20 000 km/s do okolního prostoru - a vytvoří efektní jev, mlhovinu. Jádro původní hvězdy, které kolabovalo do velikosti několik kilometrů až několika desítek kilometrů, zůstává v centru této mlhoviny jako svědek procesů, které v ní proběhly.
Obrázek: Náhled na supernovu 1987A, grafika na základě pozorování ESO Teleskopem VLT. Zřetelné jsou dva vnější a jeden vnitřní prstenec hvězdou odvržené hmoty. Materiál byl supernovou odmrštěn ne rovnoměrně, ale do dvou protilehlých směrů.
( Zdroj: ESO/L. Calçada, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1032a.jpg)
Supernově 2. typu můžeme poděkovat za to, že jen naší planetě dostatek železa a těžších prvků. Vývoj lidské civilizace tak, jak ji známe, by byl bez nich nemožný.
Uran, který vznikl v blízké supernově před zhruba 5 miliardami let, dnes vyrábí elektrickou energii pro můj i váš počítač.
Samotný výbuch tehdejší supernovy byl pravděpodobně jedním z impulsů pro počátek zahušťování místního oblaku plynu a prachu – a tím i počátkem vzniku sluneční soustavy.
Obrázek: Krabí mlhovina, jeden z nejlépe prozkoumaných vesmírných objektů. Mlhovina je zbytkem výbuchu supernovy z roku 1054. Mlhovina expanduje rychlostí zhruba 1500 km/s. Neutronová hvězda uprostřed Krabí mlhoviny rotuje 30x za vteřinu. Má průměr 30 km.
Zdroj: ESO / Manu Mejias ((https://www.flickr.com/photos/anothereye/)http://cdn.eso.org/images/screen/potw1523a.jpg)
„Ať se mládí vydovádí? U hvězd je to přesně naopak, čím starší, tím divočejší.
Na konci své kariéry si obzvláště hmotné hvězdy ještě jednou pořádně zahýří. Nic jiného jim ani nezbývá. Poté, co přijde o jemně vyvážená stabilitu mezi zářením a gravitací, která jí po dobu spalování vodíku na helium v první části jejího života zajistila poměrně dlouhou a klidnou vývojovou fázi, začíná pro hvězdu počátek turbulentního konce.
Další osud hvězdy je závislý na její hmotnosti. Relativně malé objekty (například naše Slunce) končí svou kariéru stejně nenápadně, jako prožívaly svůj dosavadní život.
Poté, co jim došlo palivo, a tím i zdroj záření, které hvězdu udržuje v rovnovážném stavu, kolabuje vlivem gravitace jejich jádro. Plynné obaly takových hvězd se rozpínají, povrch se ochlazuje a dostává načervenalou barvu. Nakonec se obal od hvězdy oddělí, aby časem vytvořil objekt, kterému říkáme planetární mlhovina. Gravitací smrštěné jádro mezitím dosáhlo vyšší teploty, zažehl se v něm další stupeň termonukleární reakce. Teď v jádře vzniká ze tří atomů helia atom uhlíku. Slunci podobná hvězda se po vypotřebování helia a dalším odhození plynných obalů uklidní, jádro kolabuje a dále se zmenšuje. Tím se znovu zahřívá a začíná produkovat záření, které osvětluje mezitím vzniklou planetární mlhovinu. Jádro, které mezitím dosáhlo vývojového stupně „bílý trpaslík“ pak postupně vychladne, aniž by prošlo dalšími dramatickými procesy.
(Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1338b.jpg)
Daleko zajímavější cestu má před sebou hmotnější hvězda.
Nova
Jev, kterému říkáme „nova“, je vlastně hra kterou spolu hrají hvězdná dvojčata. Hmotnější hvězda, která se dostala až do vývojového stadia bílého trpaslíka, si začne „půjčovat“ hmotu své méně hmotné sestry. Menší hvězda se vyvíjí díky své malé hmotnosti pomaleji a disponuje proto zatím ještě obalem z plynu, obalem, který její sestra už dávno odhodila.
Schema vývoje novy
Hmota bílého trpaslíka se díky své enormní hustotě nachází ve stavu, kterému říkáme „degenerovaný“. Jeho reakce už neodpovídají běžným očekáváním. Plyn, „vypůjčený“ od méně hmotné hvězdy, se ukládá na povrchu bílého trpaslíka, pomalu se do něj integruje a přechází do degenerovaného stavu.Teplota a koncentrace vodíku vzroste po nějaké době natolik, že umožní zažehnout termonukleární reakci – spalování vodíku na helium.
Degenerovaný plyn - je plyn s tak vysokou hustotou, že jeho fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností běžného plynu.
Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu nezávisí na teplotě, ale jen na hustotě, Tlak tohoto degenerovaného plynu udržuje hvězdu v rovnovážném stavu bez ohledu na její vnitřní teplotu. Při hustotách okolo 1012 g.cm−3 nastává neutronová degenerace. „Vtlačením" elektronů do jader atomů, se změnily protony na neutrony a jádra se slila. Tento stav degenerovaného plynu se vyskytuje v neutronových hvězdách.
Díky speciálnímu stavu hmoty bílého trpaslíka probíhá tato reakce nikoliv pomalu, jak je tomu v běžných hvězdách, ale explozivně. Výbuch rozmetá do okolí tu část vodíku, která se usadila na povrchu hvězdy a zatím nestihla difundovat do jejího nitra.
Hvězda během několika dní zvýší svou zářivost 100x až 100 000x. Během následujících měsíců se vrátí do svého původního stavu, začne si znovu přivlastňovat část plynu své sousedky – a celý proces se opakuje. Trvá to odhadem 100 – 10 000 let, než nasbírá dostatečné množství vodíku pro další explozi.
Supernova 1. Typu
Pokud je sousedkou bílého trpaslíka hmotná hvězda, která svou vlastní fázi spalování vodíku na helium již zakončila a nachází se ve stadiu rozpínajícího se rudého obra, ubírá se scénář jiným směrem.
Sousední hvězda může bílému trpaslíkovi nabídnout hmotu, která tentokrát obsahuje více helia. Přenos hmoty směrem k bílému trpaslíkovi pak už musí jen probíhat dostatečně rychle a množství hmoty musí být dostatečně velké (odpovídající zhruba hmotnost Země během deseti let).
(Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso0731b.jpg)
Směs vodíku a helia z plynných obalů se ukládá na povrchu bílého trpaslíka. V nově vzniklé vrstvě plynu na povrchu trpaslíka pak probíhá transformace vodíku na helium, zároveň s dalším stupněm termonukleární reakce – přeměnou helia na uhlík.
Množství uhlíku ve hvězdě roste. Když dosáhne kritického množství, zažehne se fúze samotného uhlíku. Podobně jako v případě novy, i zde neprobíhají následné reakce spořádaně, jak by tomu bylo v normálním hvězdném jádru. Jádro bílého trpaslíka se skládá z „degenerované“ hmoty, takže termonukleární fuze v ní probíhá explozivně. Překotně vznikají prvky, těžší než uhlík, a uvolňuje se více a více energie. Její množství postačuje k tomu, aby rozmetala do okolí veškerou hmotu původního bílého trpaslíka i jeho hvězdy-dvojčete. Rozlétne se do okolí rychlostí kolem 1000 km/s, aby vytvořila hvězdnou mlhovinu, jejíž krásu později budou obdivovat pozemští astronomové.
Svítivost hvězdy stoupne na 10 000 000 000-násobek našeho Slunce. Vzhledem k tomu, že je kritická hmotnost bílého trpaslíka s degenerovaným uhlíkovým jádrem konstantní, jsou procesy, probíhající při explozi podobných hvězd všude ve vesmíru stejné. Supernovy 1. typu se proto dají použít jako vesmírný „standartní metr“.Porovnáním jejich svítivosti a vlastností astronomové určují vzdálenosti galaxií.
Supernova 2. Typu
Dalším způsobem, kterým se dá ze světa sprovodit super hmotná hvězda, je exploze, které vědci říkají „supernova 2. typu“. Tento osud čeká hodně hmotné hvězdy.
Díky velkému množství hmoty a tím i silnějšímu gravitačnímu smršťování jsou teploty, kterých dosáhnou supernovy druhého typu ve svých jádrech, dostatečně vysoké na to, aby zažehly veškeré fyzikálně možné termonukleární reakce, včetně těch, při kterých vzniká železo.
Vývoj těchto hvězd se zpočátku neliší od procesů v jejich lehčích kolegyních. Nezastaví se ale ve stadiu uhlíkového jádra.
Zhruba sto let před mohutnou explozí, začne jádro hvězdy při teplotách 500 000 000 – 800 000 000 K spalovat uhlík na křemík. Předchozí termonukleární reakce přitom pořád ještě probíhají v různých vrstvách v obalech hvězdy.
S přibývající teplotou v jádru se začíná tvořit i neon a kyslík. Během posledního dne své existence začne hvězda ve svém jádře tvořit izotopy železa, niklu a kobaltu. Syntéza dalších, ještě těžších prvků už není provázena uvolněním energie, ale energii spotřebovává. Celý proces termonukleární fúze je v tomto bodě u konce.
Hvězda ve svém nitru během posledního dne utvořila železo-niklovou plasmovou kouli, která má 1 – 2 hmoty Slunce a teplotu 5 000 000 000 – 10 000 000 000 K. Její kolaps, ke kterému dojde při definitivním vyčerpání paliva, je velice intenzivní. Během zlomku vteřiny se jádro smrští na setinu své původní velikosti – vznikne neutronová hvězda.
Hmota hvězdy je teď natolik hustá, že v ní nemohou existovat volné protony a elektrony. Elektrony se vklínily do protonů a vytvořily neutron, částici, která je jinak ve volném stavu nestabilní a rozpadla by se zhruba po 880 sekundách. Tuto „neutronizaci“ doprovází vznik neutrin, lehkých částic, které se podařilo prokázat až v roce 1987.
Vzhledem k tomu, že neutrina téměř nereagují s ostatní hmotou, rychle opouštějí hvězdu a odnášejí s sebou 99 % energie. Je to množství, které odpovídá 1046J. Pro srovnání – je to zhruba 100x víc, než vyprodukuje Slunce během celého svého života.
Zbylé jedno procento energie vyvolá ve zbytku hvězdy různé procesy, například vznik izotopů zlata, olova nebo uranu, prvků, kterými později supernova obohatí okolní vesmír.
Vlna energie se prodírá k povrchu nově vzniklé neutronové hvězdy. Trvá jí asi hodinu, než ho dosáhne. Zvýší pak teplotu povrchu hvězdy z několika desítek tisíc Kelvinů na milión stupňů. Během následujících 100 dní stoupá její svítivost na 1 000 000 000-násobek svítivosti Slunce.
Hvězda dále expanduje rychlostí 20 000 km/s do okolního prostoru - a vytvoří efektní jev, mlhovinu. Jádro původní hvězdy, které kolabovalo do velikosti několik kilometrů až několika desítek kilometrů, zůstává v centru této mlhoviny jako svědek procesů, které v ní proběhly.
( Zdroj: ESO/L. Calçada, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1032a.jpg)
Supernově 2. typu můžeme poděkovat za to, že jen naší planetě dostatek železa a těžších prvků. Vývoj lidské civilizace tak, jak ji známe, by byl bez nich nemožný.
Uran, který vznikl v blízké supernově před zhruba 5 miliardami let, dnes vyrábí elektrickou energii pro můj i váš počítač.
Samotný výbuch tehdejší supernovy byl pravděpodobně jedním z impulsů pro počátek zahušťování místního oblaku plynu a prachu – a tím i počátkem vzniku sluneční soustavy.
Jsme tedy nejen „dětmi své doby“.
Jsme také dětmi superhmotné hvězdy,
která zakončila svou pouť dávno před tím,
než jsme se na tu svou vydali my, lidé.
Obrázek: Krabí mlhovina, jeden z nejlépe prozkoumaných vesmírných objektů. Mlhovina je zbytkem výbuchu supernovy z roku 1054. Mlhovina expanduje rychlostí zhruba 1500 km/s. Neutronová hvězda uprostřed Krabí mlhoviny rotuje 30x za vteřinu. Má průměr 30 km.
Zdroj: ESO / Manu Mejias ((https://www.flickr.com/photos/anothereye/)http://cdn.eso.org/images/screen/potw1523a.jpg)
Žádné komentáře:
Okomentovat