Supernovy typu Ia - neideální ideál?

Supernovy typu Ia byly dlouho využívány při určování vesmírných vzdáleností, a tím i odhadu stáří, expanze a složení našeho vesmíru. (délka blogu 3 min.)

Všechny takové výbuchy mají mít podobnou ne-li rovnou stejnou intenzitu, a proto lze z jejich jasnosti vypočítat, jak jsou daleko. Realita je ovšem mnohem složitější, než si kosmologové dlouho mysleli.

Podstata supernovy typu 1a

Bílý trpaslík v dvojhvězdném systému může být nestabilní, pokud během dlouhého období nasává plyn z řídké atmosféry svého hvězdného partnera. Tento proces může několikrát vyvolat menší výbuchy – takzvané novy. Při nich se vodík z nasátého plynu slučuje a vytváří těžší prvky (hlavně helium) a vzniklé látky se hromadí na povrchu trpaslíka.

Jak trpaslík dál přibírá hmotu, jeho jádro se stále víc přibližuje tzv. Chandrasekharově hranici, která odpovídá 1,457 hmotnosti Slunce. S přibývající hmotností se trpaslík nezvětšuje, jak bychom instinktivně očekávali, ale naopak zmenšuje – a jeho hustota může přesáhnout 1000 tun na krychlový centimetr.

Jakmile hvězda dosáhne kritické hmotnosti, začne se uhlík v jádru spalovat. Není to přitom kvůli zvýšení teploty, ale protože se dále zvýší hustota. Tím se začne zvyšovat i její teplota – a hvězda exploduje jako supernova typu Ia.

^{Ilustrace: Zdroj: D. Tenzler}

Existuje ještě několik dalších procesů, které mohou podle teoretických fyziků vyvolat výbuch supernovy typu 1a, v minulosti se ale předpokládalo, že jsou všechny takové výbuchy podobně silné.

Ideál, který není ideální

Už v 90. letech ovšem byly objeveny supernovy, které se chovaly jinak, než předpokládá teorie. Supernova SN1991bg byla například méně jasná a červenější než obvykle.
Některé exploze (například SN 2003fg nebo 2009dc) podle modelů vyžadovaly mateřskou hvězdu s hmotností 2,1–2,8 Slunce tedy mnohem víc, než dovoluje původní teorie.

Vědci usoudili, že se tato data dají vysvětlit několika vlivy. Jedním z nich je rotace hvězdy (odstředivá síla přispívá ke stabilitě), jinou jsou silná magnetická pole (která brání kolapsu).
Hmotnostní limit je také citlivý na složení hvězdy. Pokud jsou předchůdci bohatší na těžší prvky (např. železo), mění se i mezní hmotnost, a tedy i vlastnosti exploze.
A to ještě není všechno. V některých případech se také nenalezly předpokládané stopy helia (z hmoty partnera), což zpochybňuje model pomalého kradení materiálu sousední hvězdy.

Vliv na naše pojetí vesmíru

Vysvětlení pro daný jev by se tedy našlo - jak je to ale s interpretací těchto dat a jaký vliv to má na naše teorie o chování vesmíru?

Dokud byla měření poměrně jednoduchá a málo přesná, neměli vědci šanci odhalit drobné odlišnosti v průběhu supernov typu 1a. Čím dokonalejší jsou naše přístroje, tím přesnější výsledky dostáváme. Tím se odhalují systematické odchylky v chování hvězd, včetně těch, které nejsou náhodné. Můžeme třeba předpokládat, že se vlastnosti explozí mění v průběhu existence vesmíru - kvůli změnám metalicity (chemického složení) hvězd.

Naše představy o vesmíru a jeho uspořádání by mohly být v některých detailech mylné.

Musíme si zvyknout na to, že vypočítaná Chandrasekharova hmotnost není absolutní, a místo jednoho typu exploze supernovy pozorujeme hned několik různých variant.

Vliv na vlastnosti supernovy typu 1a mohou mít různé další jevy jako hmotnost, rotace, magnetická pole i složení hvězdy. Věda má být hlavně pokorná a být ochotná prověřovat své metody i teorie. A my laici se můžeme těšit na další, přesnější měření, která celou věc ještě více upřesní.

^{Zdroje: Odkaz, Odkaz}