Bílí trpaslík je závěrečná fáze života standardní hvězdy, které došlo palivo pro všechny fúzní reakce, jež ji její gravitace umožňovala a teď jenom slabě vyzařuje naakumulovanou tepelnou energii. Bílým trpaslíkem se někdy za dalších 5 miliard let stane i naše Slunce. Když se v takové hvězdě na helium promění většina vodíku, odstředivý tlak záření produkovaného fúzí poklesne, ale dostředivá gravitace se nezmění. Naruší se původní rovnováha a hvězda se začne smršťovat. To opět zvýší v jejím jádru tlak a tedy i teplotu natolik, že se nastartují další fúzní reakce, tentokráte je hlavním vstupním prvkem helium a výstupním kyslík a uhlík. Uvolněná energie překoná tlak gravitace a nafoukne hvězdu do nebývalých rozměrů – do podoby rudého obra - a rozfoukne její vnější vrstvy do okolí. Z této vyvržené hmoty vzniká planetární mlhovina a na místě původně zářící hvězdy zbude její pomalu pohasínající, převážně kyslík–uhlíkové jádro – bílý trpaslík. Jeho hmota nepředstavuje atomy navzájem svázané chemickými vazbami, ale jde o formu extrémně hustého plazmatu kladných atomových jader obklopených volnými elektrony (takzvaný degenerovaný elektronový plyn). Navzdory vysoké teplotě se elektrony snaží pod obrovským tlakem zaujmout nejnižší energetický stav. Pauliho vylučovací princip jim to nedovolí a nutí je „uspokojit se“ s vyššími energetickými hladinami. Jak gravitační tlak roste, zvyšuje hustotu částic v jednotce objemu. Pravidla kvantové fyzikální hry část elektronů přinutí přejít do stavu s ještě vyšší energií, čímž se zvyšuje i rychlost jejich pohybu. To způsobí zvětšení „protitlaku“. Hmota v stavu degenerovaného elektronového plynu tímto způsobem dokáže vzdorovat gravitaci tělesa, kterého hmotnost nepřesáhla Chandrasekharův limit představující 1,4 násobek hmotnosti Slunce.
Toto obrovským tlakem udržované extrémně husté plazma způsobí, že hvězda s původní hmotností jakou má naše Slunce se v závěrečné fázi své zářivé existence proměňuje na chladnoucího bílého trpaslíka, kterému zbylo „jen“ 0,6 původní „sluneční“ hmotnosti, ale ta je napěchována do objemu naší Země. Se zvyšující se hmotností tlak gravitace natolik stlačuje bílého trpaslíka, že jeho objem paradoxně klesá a nejmenší je těsně pod Chandrasekharovým limitem.
Gravitace je úměrná hmotnosti a to z bílého trpaslíka dělá stále ještě velice přitažlivý objekt. Jestli je s nějakou aktivní hvězdou gravitací vázán do binárního systému, dokáže si plyn z její atmosféry postupně přitahovat k sobě (akrece), tvořit z něho vlastní narůstající plynný obal, nabírat „na váze“ a tím dosáhnout zmíněný kritický Chandrasekharův limit. Za této situace teplota v jádru stoupne natolik, že spustí další fúzní reakce – tentokráte s uhlíkem jako vstupním materiálem. Obrovský tlak energie uvolněné při jaderné syntéze opět překoná sílu gravitace a dochází k v skutku obrovské explozi – k supernově typu Ia.
Tento scénář má jeden nedostatek – na povrchu bílého trpaslíka je přitažlivost obrovská (při velikosti Země má hmotnost více než půl Slunce). Jak plyn kradený z „partnerské“ hvězdy tvoří stále se zvětšující obal, v jeho spodních vrstvách stoupne teplota natolik, že dokáže zapálit standardní fúzní reakci – slučování vodíku na helium. To rozmetá ve výbuchu novy (ne supernovy) do okolí v podstatě celou nabytou plynnou obálku ještě dříve, než celková hmotnost trpaslíka stihla přesáhnout kritický Chandrasekharov limit. Pak původní bílý trpaslík zůstane zachován a proces nabalování může začít znova (blíže v článku Očekávaná nova konečně zazářila).
Není zatím prokázáno, že se všem bílým trpaslíkům, přivlastňujícím si hmotu partnerské hvězdy, podaří jednou překročit hmotnostní hranici mezi novou a supernovou. Připomínají tak trochu Sisyfa tlačícího do vrchu balvan, jež se před cílem znova skutálí dolů. Vybuchují opakovaně jako novy a není jisté, že jednou pořádně zazáří v zničující a pro ně již neopakovatelné explozi – jako supernova Ia.
Existuje ale ještě jeden scénář vzniku supernovy typu Ia – srážka dvou bílých trpaslíků. Nejnovější číslo časopisu Nature uveřejňuje článek dvojice astrofyziků z německého Max Planckova ústavu pro astrofyziku, Marata Gilfanova a Ákose Bogdána, kteří dokazují, že právě teorie kolize je mnohem pravděpodobnější, než popsaná akrece hmoty. Zjistili to na základě pozorování rentgenového teleskopu Chandra. Zaměřili se na rentgenové snímky pěti eliptických galaxií a centrální oblasti známé spirální galaxie M31 v Andromedě. Porovnali je s teoretickými předpoklady a zjistili, že supernovy typu Ia v těchto galaxiích vznikají ne jako exploze bílých trpaslíků, kteří se přecpali nakradeným plynem až k prasknutí, ale jde o vzájemné srážky dvou bílých trpaslíků, jež se obíhají v binárním systému, po spirále se k sobě navzájem stále rychleji přibližují, až si s velkým třeskem „vlítnou do náruče“.
Binární systém RX J0806.3 (HM Cancri), ve kterém se ve vzdálenosti asi 80 tisíc kilometrů navzájem obíhají dva bílí trpaslíci. Nalevo je rentgenová světelná křivka, z níž se dá stanovit oběžná doba (5 minut) a oběžná rychlost (1,6 milionů km/h). Gravitační vlny odnáší ze systému energii, bílí trpaslíci se tak postupně k sobě přibližují (asi 60 cm/rok) a po spirále se řítí do společné zkázy. Podle nových pozorování ale nemají dostatečnou hmotnost na to, aby jejich splynutí bylo provázeno výbuchem supernovy Ia.Kliknutím zde, nebo na obrázek se otevře stránka s názornou animací.
Kredit: graf: NASA/CXC/GSFC/T. Strohmayer; ilustrace: GSFC/D. Berry
Jak jim to měření rentgenového záření prozradilo? Hmota, kterou bílý trpaslík svou gravitací strhává z atmosféry svého hvězdného souputníka, vytváří jeho vnější mohutnou plynnou vodíkovo-heliovou obálku, která je pro rentgenové záření průhledná. V důsledku vysokého tlaku i vlastního tepla zestárlé hvězdy dosahují teploty u jejího povrchu, v spodních vrstvách akrecí získané atmosféry až 100 000 K. Tak rozehřátý plyn je zdrojem intenzivního rentgenového záření, které prozrazuje bílého trpaslíka připravujícího se na výbuch novy, nebo supernovy (podle hmotnosti, kterou se mu podaří nabrat). Vědci vypočítali, že když většina takovýchto kandidátů má hmotnost 0,7 až 1 násobek hmotnosti Slunce, musí do limitu pro explozi supernovy Ia získat tolik plynu (0,4 – 0,7 hmotnosti Slunce), že v rentgenovém spektru musí intenzivně zářit již dlouho před výbuchem – až deset miliónů let.
Protože eliptické galaxie jsou domovem převážně starých, méně hmotných hvězd, kterým zákonitosti předurčily stáří v podobě bílých trpaslíků, mělo by se to odrazit i na emitovaném záření. To je ale podle údajů Chandry v pozorovaných galaxiích 30 až 50 krát menší, než by odpovídalo výpočtům podle akrečního scénáře. Vědci své výsledky v abstraktu článku shrnuli: „Došli jsme k závěru, že v raných typech galaxií ne více než pět procent supernov typu Ia je produktem bílých trpaslíků v akrečním binárním systému, pokud jejich hvězda, z které vznikly není o mnoho mladší nežli většina hvězdné populace v dané galaxii, anebo exploze bílých trpaslíků pod Chandrasekharovým limitem výrazně nepřispívají k počtu supernov.“
Jinými slovy, jestli jsou naše představy správné, pak drtivá většina supernov typu Ia nepochází z akrečního binárního systému, ale představuje následky dramatické srážky dvou bílých trpaslíků. Protože ale zatím známe jen málo binárních systémů, ve kterých se obíhají dva bílí trpaslíci, mnoho astronomů se k těmto výsledkům staví spíše skepticky.
Vědět co nejvíce o mechanizmech, které způsobují exploze supernov typu Ia je pro astronomii nesmírně důležité. Představují „standardní svíčky“, tedy objekty, o kterých jsme přesvědčení, že vybuchují vždy se stejnou absolutní jasností. Jde o vskutku dramatické události, při kterých se uvolní obrovské množství energie a tak jsou pozorovatelné na obrovské kosmické vzdálenosti. Z rudého posuvu přicházejícího světla, ze zdánlivé (pozorované) jasnosti a z teoreticky předpokládané absolutní jasnosti se pak dá stanovit vzdálenost příslušné supernovy Ia. Právě tyto exploze umožnily před téměř 12 lety odhalit, že se vesmír nejen rozpíná, ale že se toto rozpínání časem zrychluje (podrobněji v článku Tmavá energia – 10 rokov riešenia antigravitačného rébusu).
A tak právě díky supernovám Ia do vědeckého slovníku vtrhlo tajemné slovní spojení „temná energie". Doposud nevíme, jaká je to síla, která, nafukuje prostor se stále větší razancí, i když právě ona má na složení vesmíru tříčtvrtinový podíl (72 %). Pro další výzkum tohoto snad největšího kosmologického tajemství jsou co nejpodrobnější poznatky o „standardních svíčkách“ – supernovách Ia, klíčové. „To, že jsme doposud neznali podmínky a mechanizmus vzniku jedněch z nejvelkolepějších explozí ve vesmíru, představovalo velikou potíž,“ tvrdí Gilfanov. Snad jeho práce k odstranění „potíží“ přispěje a celou situaci spíše nezkomplikuje…
Zdroje: Nature , Universe Today , stránky NASA/Chandra
Diskuze:
