Určování vzdáleností ve vesmíru je problémem, který se táhne celou historií astronomie. Na malých vzdálenostech máme k dispozici přímá měření z odrazu laserového paprsku nebo z radarových odrazů. Na větších vzdálenostech můžeme využít trigonometrie a vzdálenosti blízkých hvězd určit například z jejich paralaxy. Tímto výčtem možnosti relativně přímých měření končí. Na ještě větších vzdálenostech jde vždy o odhady. U nejbližších galaxií je možné vyhledávat cefeidy, jejichž perioda proměnnosti souvisí s jejich svítivostí a odsud je možné ze známé periody a jasnosti
odhadnout vzdálenost cefeidy i mateřské galaxie. Tato metoda ale zákonitě selže u vzdálenějších galaxií, ve kterých už cefeidy nevidíme. Na konci 20. století se s úspěchem začaly pro měření vzdálenosti používat exploze supernov Ia, které představují jakési normované výbuchy, podle jejichž jasnosti lze odhadnout vzdálenost mateřské galaxie. Zdálo se, že dlouho hledaná standardní svíčka pro kosmologické vzdálenosti byla konečně nalezena…
Velmi vzdálené supernovy Ia nalezené Hubblovým dalekohledem. V horní části je mateřská galaxie před explozí, v dolní v průběhu exploze. Z jasnosti supernovy je možné odhadnout vzdálenost mateřské galaxie. Zdroj: HST/ACS/NASA/Adam Riess.
|
Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost je o více než 4 řády vyšší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. Supernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra. Supernova typu Ib – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku. Zůstala jí však obálka z hélia, která tvoří výraznou absorpční čáru na vlnové délce 570 nm. Spektrum dále obsahuje typické čáry O I, Ca II, Mg II. Příkladem může být objekt SN 2008D v galaxii NGC 2770 v souhvězdí Rysa ve vzdálenosti 88×106 světelných roků. Supernova typu Ic – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku a hélia. Mohla ji odhodit nebo ji odsál souputník. Ve směru osy rotace se vytvářejí obálkou netlumené výtrysky, které díky brzdění okolním prostředím září krátkodobě v RTG a gama oboru. Zbylé Fe jádro s uhlíkodusíkovou vnější vrstvou kolabuje na černou díru. Při kolapsu dojde k prudkému zrychlení rotace a vytvoření tlustého akrečního disku. Příkladem může být objekt SN 2003yd v souhvězdí Vodnáře, který je vzdálen 270×106 světelných roků. Osa výtrysků nemíří k Zemi. Supernova typu II – velmi hmotná, hroutící se hvězda po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí. Tyto supernovy dále dělíme podle dosvitu na dvě skupiny II L s lineárním poklesem jasnosti a II P, u kterých má dosvit plató s malým poklesem jasnosti. Typickým příkladem typu II P je velmi známá supernova SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 160×103 světelných roků. |
Standardní mechanizmus standardní svíčky
Supernova Ia je většinou chápána jako dvojhvězdná soustava, ve které je jednou složkou bílý trpaslík a druhou obr nebo veleobr, případně i hvězda hlavní posloupnosti. Podstatné je, že jde o těsnou dvojhvězdu, kde dochází k přetoku hmoty z průvodce na bílého trpaslíka. Podle teorie může být bílý trpaslík stabilní jen do 1,44 hmotnosti Slunce. Pokud překročí tuto mez, které se říká Chandrasekharova mez, dostane se za hranici stability a exploduje. Výsledkem je výbuch označovaný jako supernova Ia, který by měl uvolnit vždy zhruba stejné množství energie. Uvnitř explodující obálky zůstává přeživší průvodce bývalého trpaslíka. Exploze supernov typu Ia začaly na konci 20. století sloužit jako standardní svíčky k určování kosmologických vzdáleností. K největším úspěchům této metody patřil objev zrychlené expanze vesmíru, která by měla být způsobena temnou energií, o jejímž původu se vedou bouřlivé diskuze.
Bílý trpaslík nasává hmotu svého průvodce. Zdroj: NASA.
Objev temné energie znamenal zásadní změnu v názorech na budoucnost vesmíru.
Podle povahy temné energie se bude odvíjet osud našeho světa. Zdroj: NASA.
Ne vše je standardní a ideální
Exploze supernov typu Ia nejsou zdaleka tak jednotné, jak se na první pohled zdálo. O komplikovanosti dějů svědčí i různý průběh intenzity po explozi v různých spektrálních oborech. Největším problémem se ale zdá, že k supernově typu Ia může vést také jiný mechanizmus – splynutí dvou bílých trpaslíků, které předtím byly dvojhvězdou. Hmotnost při explozi je v tomto případě větší než Chandrasekharova mez a výbuch by mohl být energeticky různý případ od případu podle součtu hmotností obou složek. Při explozi způsobené splynutím dvou trpaslíků by po výbuchu supernovy neměl zůstat v expandující obálce průvodce trpaslíka, který je potřebný ve standardním mechanizmu. U vzdálených supernov Ia je těžké rozhodnout, zda k explozi vedl přetok hmoty z obra či veleobra na bílého trpaslíka nebo splynutí dvou trpaslíků, neboť ve velkých vzdálenostech nemůžeme průvodce trpaslíka tak jako tak nalézt. Na konci roku 2011 zkoumali Bradley Schaefer a Ashley Pagnotta z Lousianské státní univerzity zbytek po explozi supernovy SNR 0509-67.5 v sousedním Velkém Magellanově mračnu. Supernova je podle spektrálních charakteristik jednoznačně supernovou typu Ia, jejíž exploze nastala přibližně před 400 lety. Objekt je natolik blízko, že by bývalý průvodce bílého trpaslíka musel být identifikovatelný. Přestože Schaefer a Pagnotta využili veškeré dostupné metody, žádný zbytek nenalezli. Podle všeho existuje tedy alespoň jeden prokázaný případ, kdy supernova typu Ia nastala splynutím dvou bílých trpaslíků. To ovšem zcela mění situaci a musíme se ptát, zda existují i další případy a pokud ano, kolik procent jich je a jakým způsobem ovlivnily supernovy Ia tohoto původu měření vzdáleností ve vesmíru. Rozluštění záhady nebude nijak snadné, u vzdálenějších supernov typu Ia nemáme totiž zatím žádnou šanci naší technikou bývalého průvodce spatřit.
Světelná křivka supernovy Ia v různých spektrálních oborech od ultrafialového (U)
až po radiový (K). Zdroj: Petr Nugent.
Pozůstatek po supernově SNR 0509-67.5 ve Velkém Magellanově mračnu. Ani po bedlivém průzkumu nebyl nalezen bývalý průvodce bílého trpaslíka. Téměř s jistotou lze tvrdit, že tato supernova vznikla splynutím dvou trpaslíků, kteří kolem sebe obíhali a jejichž vzdálenost se postupně zmenšovala. Supernova explodovala před 400 lety. Zdroj: HST/Chandra/Lousiana State University.
Odkazy
- Bradley E. Schaefer, Ashley Pagnotta: An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509−67.5; Nature 481 (2012) 164–166
- Hamish Johnston: White dwarfs eaten in supernova flare-up; Physics World, 11 Jan 2012
- University of Hertfordshire: White Dwarfs
- Adam G. Riess: Rumors of a Strange Universe; APOD, 27 Feb 2004
