Vědci si dlouho mysleli, že velmi hmotné černé díry (milióny Sluncí) v galaktických jádrech mohou roztrhat hvězdy jen gravitací, když se příliš přiblíží. Ale na přibližující hvězdu působí i slapové síly. A kvůli těmto silným slapovým silám gravitace černé díry nepůsobí stejně na celou hvězdu, ale více na ty části hvězdy, kterou jsou k černé díře blíže. A jakmile se hvězda dostane dovnitř tzv. „slapového poloměru“ („tidal radius“), tato nerovnováha ji roztrhá během několika hodin. Slapový poloměr je větší než horizont událostí příslušné černé díry.

Nyní Matthieu Brassart a Jean-Pierre Luminet (Observatoire de Paris-Meudon, Francie) jsou přesvědčeni, že slapové síly mohou také spustit nukleární explozi dostatečně silnou na to, aby zničila hvězdu zevnitř. Provedli počítačové simulace závěrečných okamžiků „nešťastného“ života hvězdy, která pronikla hluboko do slapového pole masivní černé díry.

Zvětšit obrázek

Deformace hvězdy slapovými silami masivní černé díry, po níž následuje explozivní zánik hvězdy. Kredit: J.-P. Luminet

Schéma:
Deformace hvězdy slapovými silami masivní černé díry. Kredit: J. -P. Luminet
Vysvětluje zvětšování deformace hvězdy, když vstupuje hluboko do tzv. „slapového poloměru“ („tidal radius“) černé díry (black hole). Velikost hvězdy byla značně zvětšena kvůli názornosti.
Horní část obrázku: ukazuje změnu tvaru hvězdy při pohledu shora na její oběžnou dráhu.
Prostřední část obrázku: ukazuje znetvoření hvězdy při pohledu ze strany na její oběžnou dráhu.
Spodní část obrázku: zobrazuje velikost zploštění (flattening) hvězdy.
Jednotlivé polohy hvězdy na oběžné dráze kolem černé díry jsou označeny písmeny a – j (ve směru pohybu hvězdy po oběžné dráze kolem černé díry).
Od (a) po (d) jsou slapové síly velmi slabé a hvězda si stále zachovává svůj původní sférický (kulový) tvar.
V poloze (e) hvězda proniká do „slapového poloměru“ a začíná její cesta k zániku. Nejdříve získá „doutníkový“ tvar („cigar-shaped“) a pak ji slapové síly v poloze (g) stlačí až do tvaru „lívance“ („pancake“).
Poté se hvězda začíná od černé díry vzdalovat, slapové síly slábnou a hvězda opět získává „doutníkový“ tvar. V poloze (h) opouští „slapový poloměr“ a začíná se rozpínat. Až nakonec exploduje a rozpadá se na fragmenty tvořené hvězdným plynem.
Detailní hydrodynamické simulace zahrnující vliv rázových vlny (shock waves) ve fázi „drcení“ v polohách (e) až (g) nemohly být ve zjednodušeném schématu použity.

Zvětšit obrázek

Simulace zvýšení centrální teploty (v jednotkách počáteční teploty T*= 10 milionů K) u hvězdných „lívanců“, které prolétají slapovým poloměrem. Modely jsou pro faktory 7, 10, 12 a 15 (závisí na hloubce proniknutí). Čas je v sekundách, t = 0 odpovídá nejtěsnějšímu průchodu hvězdy kolem černé díry. Kredit: J.-P. Luminet

Když se hvězda dostane dostatečně blízko černé díry (bez pádu do ní), slapové síly ji zploští do tvaru „lívance“ („pancakes“). Předchozí studie vypracované již před dvaceti lety Luminetem a kol. navrhovaly, že toto zploštění zvýší hustotu a teplotu uvnitř hvězdy dost na to, aby došlo ke spuštění intenzivní nukleární reakce, která hvězdu nakonec roztrhne. Ale podle jiných studií je celý proces díky rázovým vlnám, které jsou vygenerovány během zplošťování, komplikovanější a žádná nukleární exploze nenastane.

Nové počítačové modely podrobně zkoumají účinky rázových vln. Francouzští vědci došli k závěru, že i v případě, že tyto efekty do simulací zahrnou, výsledek se přiklání k jadernému výbuchu, který úplně zničí hvězdu a který bude dostatečně silný pro vymrštění velké části hmoty hvězdy ven z dosahu černé díry.

Slapové roztržení hvězd černými dírami bylo možná již pozorováno rentgenovými dalekohledy jako GALEX, XMM a Chandra, ačkoli v mnohem pozdější fázi: několik měsíců po roztrhání hvězdy, kdy fragmenty její hmoty začínaly po spirále proudit do černé díry, zahřívaly se a uvolňovaly ultrafialové a rentgenové záření. Pokud hvězdné „lívance“ opravdu explodují, pak by se astronomům mělo dařit detekovat tyto události již ve velmi raném stadiu.

Zvětšit obrázek

Simulace vývoje teploty hvězdy (v eV ~ 10 000 K) jako funkce času (v sekundách) v případě hvězdy „vlétající“ hluboko do slapového poloměru černé díry. Plná červená čára odpovídá teplotě ve středu hvězdy. Přerušovaná čára odpovídá zvýšení teploty (až do 10 miliard K) způsobené rázovou vlnou, které trvá jen 0,05 s. Kredit: J.-P. Luminet

Budoucí observatoře, takové jako Large Synoptic Survey Telescope (LSST), by mohly objevit i nějaké exploze tohoto nového typu. LSST by měl od roku 2015 skenovat celou oblohu každé tři dny a data pak budou okamžitě k dispozici na internetu.

Ale toto by nemuselo být jediné riziko, kterému čelí zanikající hvězda. Brassart a Luminet vypočítali, že uvnitř hvězdného „lívance“ rázové vlny přenáší z jádra k povrchu hvězdy především velmi vysoké teploty (nad 10⁹ K) a to za dobu kratší než 0,1 s. Tento poslední výsledek je velmi slibný, protože může vzniknout nový typ rentgenového nebo gama záblesku. To astronomům umožní pozorování „trhání“ hvězd ihned, jakmile se dostatečně zahřejí.

Astronomové odhadují, že tyto zahřáté hvězdné „lívance“ („Flambeed Stellar Pancakes“) by mohly tvořit 1/100 000 událostí v galaxii. Téměř každá galaxie – včetně naší Mléčné dráhy – poskytuje útočiště masivním černým dírám ve svém centru. Vesmír je „průhledný“ pro tvrdé rentgenové a gama záření. Proto by v celém pozorovaném vesmíru mělo být ročně zjištěno několik záblesků toho druhu.

Jean-Pierre LUMINET (Observatoire de Paris-Meudon)

Kvůli jejich rozložení po celé obloze jsou plánované celooblohové průzkumy vysokoenergetického záření nejvhodnější k objevení většího množství vzplanutí tohoto typu. Je nutná co nejrychlejší lokalizace zahřívajících se hvězdných „lívanců“, následovaná celosvětovým pozorováním odpovídajících dosvitů v optickém, infračerveném a radiovém spektru. Tato pozorování by mohla poodhalit tajemství okolo „trhání“ hvězd v blízkosti černých děr, stejně jako to kosmické dalekohledy BeppoSAX a Swift udělaly pro gama záblesky.

Poznámka:
Elektronvolty (eV) – Kelviny (K)
V některých oblastech fyziky je teplota často vyjadřována pomocí kinetické energie, kterou má částice látky při dané teplotě (eV). Jeden eV odpovídá kinetické energii, kterou získá jeden elektron urychlený napětím jednoho voltu (V). K přepočtu mezi elektronvolty a Kelviny se používá Boltzmannova konstanta k_B (k_B = 1,380658 . 10^-23J/K = 8,61735 . 10^-5 eV/K):
E (eV) = k_B (eV/K) . T (K)
1 K = 8,61735 . 10^-5 eV
1 eV = 1,16045 . 10⁴ K

 
Zdroj: Shock Waves in Tidally Compressed Stars by Massive Black Holes, M. Brassart & J.-P. Luminet, Astron. Astrophys. 481 (2008) 259-277