Zvětšit obrázek

Snímky oblasti oblohy v souhvězdí Raka před a po výbuchu supernovy Ia – SN 1999BE. I když spodní záběr byl pořízen asi týden po dosažení největší jasnosti supernovy, stále se vyrovná celkové zářivosti mateřské galaxie CGCG 089-013. Kredit: Lawrence Berkeley National Laboratory

Zdá se, že se astrofyzikům a astronomům v zorném poli objevil problém. Před měsícem vyšel v Nature článek dvou vědců z Max Planckova ústavu pro astrofyziku. Jeho autoři na základě analýzy rentgenového záření eliptických galaxií vypočítali, že většina supernov typu Ia se zrodila srážkou dvou bílých trpaslíků a ne pomocí přivlastňování si hmoty z blízké gravitačně připoutané hvězdy. Tento scénář umožňuje, že v okamžiku střetu obou vyhaslých hvězd jejich součet hmotností převyšuje Chandrasekharův limit – 1,4 násobek hmotnosti Slunce.

Nejbližší číslo Astrophysical Journal uveřejní článek, pod kterým je podepsáno 31 autorů z pěti známých astronomických a fyzikálních pracovišť v USA, ze čtyř ve Francii a jednoho v Izraeli, zapojených do mezinárodního projektu Nearby Supernova Factory. A zdá se, že jejich výsledky studii z Planckova institutu potvrzují. 

Za posledních sedm let, od roku 2003, astronomové pozorovali čtyři supernovy (2003fg, 2006gz, 2007if, 2009dc), které jejich spektra sice řadí k typu Ia (vysvětlení v závěru článku), ale pro tuto kategorii byly překvapivě jasné. Více, než by se na bílé trpaslíky, které akorát dosáhly hmotnostní limit - 1,4 x hmotnost Slunce, patřilo. Této čtveřici se začalo říkat „super Chandrasekharove“ supernovy.

Zvětšit obrázek

V roce 1572 pozoroval dánský astronom Tycho Brahe explozi supernovy v souhvězdí Kasiopeja. Dnes sice po ní vidíme jen rozpínající se mlhovinu ve vzdálenosti 7 500 světelných let, ale předpokládáme, že šlo o explozi supernovy typu Ia. Kompozitní rentgen-infračervený snímek. Kredit: NASA/ CXC/ Rutgers/ J.Warren & J.Hughes et al.

Tu nejzářivější z nich, supernovu SN 2007if, si vzal na mušku zmíněný mezinárodní tým vedený Richardem Scalzem z Yalské university. Supernovu astronomové pozorovali před třema lety a podle rudého posuvu spektrálních čar (z = 0.074) určili její vzdálenost na něco přes miliardu světelných let a její absolutní svítivost na trojnásobek standardní supernovy typu Ia (absolutní magnituda: -20,39, o 1,2 magnitudy více). Analýzou údajů z měření na observatořích v Čile, na Havaji a v Kalifornii a pomocí modelů pak odhadli hmotnost původního systému. Výsledek je doslova nad očekávání: 2.4 ± 0.2 násobek hmotnosti Slunce (M_s). Část z toho představuje hmota obálky, která původně obklopovala explodující těleso, ale podle výpočtů až 1,6 x M_s představuje výsledný produkt nukleosyntézy – nikl ₅₆Ni, a tedy původní vnitřní vrstvy samotného tělesa a 0,3–0,5 M_s připadá na „nespálený“ uhlík a kyslík z jeho vnějších vrstev. Podle toho by bílý trpaslík před výbuchem svou hmotností asi o polovinu překračoval Chandrasekharův limit. Proto astronomové celkem logicky uvažují, že studovaná supernova SN 2007if vznikla jako následek srážky dvou bílých trpaslíků. Zatím ale pro výzkum super-Chandrasekharových supernov chybí vhodné modely. A to pro astrofyziky představuje urgentní výzvu. Správné pochopení všech mechanizmů vzniku a vlastností supernov Ia je důležité pro výzkum vývoje a struktury vesmíru.

Trochu teorie pro vysvětlení

Zvětšit obrázek

Akreční model vzniku supernovy Ia. Podle tohoto scénáře by bílý trpaslík měl dosáhnout právě Chandrasekharův hmotnostní limit, explodovat s předpokládanou svítivostí a stát se „standardní svíčkou“, která nedělá zbytečné potíže. Kredit: NASA, ESA /A. Field (STScI)

Proč je 1,4 násobek hmotnosti Slunce limitní a jak rozpoznat supernovu Ia?

Bílý trpaslík představuje závěrečnou fázi vývoje standardní hvězdy, jakou je i naše Slunce. Obrovský tlak narušil strukturu atomů a výsledkem je superhustá hmota z jader kyslíku a uhlíku obklopených volnými elektrony. Když tlak nabíráním další hmoty narůstá, po dosažení Chandrasekharova limitu protitlak tohoto elektronově degenerovaného plynu nedokáže kompenzovat gravitační sílu a bílý trpaslík se začne hroutit. To v jeho jádru zvýší tlak a teplotu natolik, že se rozběhne syntéza jader uhlíku a kyslíku a vznikají těžší prvky, zejména křemík a nikl. Protože energie se produkuje rychleji, než ji záření a neutrina stíhají transportovat ven, její tlak způsobí obrovskou explozi, která rozmetá celé těleso. Spektrální analýza přicházejícího záření pak umožní potvrdit, že jde o supernovu Ia. Její spektrum charakterizuje kromě jiného téměř chybějící vodík a výrazná absorpční čára jedenkrát ionizovaného křemíku Si II (s vlnovou délkou 615 nm).

Standardní svíčky pro učení vzdáleností ve vesmíru

Převládající představa, že supernovy Ia vznikají akrecí další hmoty bílým trpaslíkem, který po dosažení limitní hodnoty exploduje, umožňuje předpokládat, že absolutní svítivost tohoto typu supernovy je v každém případě v podstatě stejná. Naměřenou zdánlivou zářivost pak můžeme považovat za funkci vzdálenosti. Proto se supernovám Ia říká „standardní svíčky“. Umožňují určit velké kosmické vzdálenosti. Jsou tak nesmírně důležité při studiu vesmíru, na ně se spoléhá měření rychlosti jeho rozpínání, nebo některé výzkumy množství tmavé hmoty.

Richard Scalzo: "Supernovy používáme na to, aby vypovídaly o osudu vesmíru a naší teorii gravitace. Pokud se naše poznatky o supernovách změní, mohlo by to výrazně ovlivnit naše dosavadní teorie a předpovědi."

Zdroje: Astrophysical Journal preprint , Yale University News