3D modelování divokého zrození neutronových hvězd  
Výkonné evropské superpočítače CURIE a SuperMUC umožnily detailně a ve třech rozměrech simulovat procesy v nitru bortící se hvězdy.

 

 

Zvětšit obrázek
Asymetrické šplouchance v nitru bortící se hvězdy. Kredit: Elena Erastova and Markus Rampp, RZG.

Když se v bouři supernovy zhroutí masivní hvězda, zůstane po ni maličká a nesmírně hustá neutronová hvězda, v těch extrémnějších případech pak nenasytná černá díra. Neutronové hvězdy obvykle vznikají jako zbytek hvězdných vnitřností po supernově typu II, Ib nebo Ic. Jsou fascinující, ale zblízka by jste si je určitě prohlédnout nechtěli. Typická neutronová hvězda má hmotnost mezi 1,4 až 2,1 (teoreticky 3 až 5) násobků hmotnosti Slunce, přitom má ale v průměru jenom 10 až 20 kilometrů. Hmota neutronové hvězdy je na naše poměry velmi cizokrajná a extrémně hustá. Zlé jazyky říkají, že kdyby byl klasický Boeing 747 z materiálu neutronové hvězdy, podobal by se drobnému zrnku písku.

 

Zvětšit obrázek
Florian Hanke. Kredit: F. Hanke.


Navzdory své nepatrné velikosti jsou ale neutronové hvězdy v mnoha ohledech extrémně výkonné. Při svém vzniku mají teplotu stovek až tisíců miliard stupňů Celsia, rotují zběsilou rychlostí, okolní prostor drtí příšerným gravitačním polem a jejich magnetická pole bývají miliardkrát silnější, než u normálních hvězd. Pokud by i přesto někdo chtěl vidět neutronovou hvězdu zblízka, nemusel by se trmácet příliš daleko. Nejbližší známá je ve vzdálenosti pouhých pár set světelných let, PSR J0108–1431 v souhvězdí Velryby (Cetus).


 

Zvětšit obrázek
Hydrodynamické šílenství v simulaci zrodu neutronové hvězdy. Kredit: Elena Erastova & Markus Rampp, RZG.

Nicméně, než k pulzaru PSR J0108–1431 či jiné blízké neutronové hvězdě doletíme, musíme se tady na Zemi spokojit s důvtipným počítačovým modelováním. Kolem vzniku a fungování neutronových hvězd totiž stále zůstává řada nezodpovězených otázek. Jak se třeba stane, že se imploze jádra masivní hvězdy v jednu chvíli změní v nesmírně oslnivou explozi? Odpověď na tuhle nevinou otázku je ve skutečnosti předmětem intenzivních dohadů. Astrofyzici se podle nejčastěji přijímaného scénáře domnívají, že v tom mají prsty neutrina. Měla by být v ohromných množstvích vyzařována ve žhavém pekle bortící se hvězdy a přitom dramaticky zahřát hvězdný plyn obklopující rodící se neutronovou hvězdu. To by mělo odpálit explozi supernovy a také vyvolat rázovou vlnu, která bortící se obrovitou hvězdu vymaže ze světa. Funguje to ale takhle ve skutečnosti? Soudobé technologie zatím ještě bohužel nezvládnou vytvořit prostředí supernovy v laboratoři, takže experimentováním na to asi nepřijdeme.
 

Zvětšit obrázek
Superpočítač CURIE. Kredit: TGCC-CEA.

Florian Hanke z Astrofyzikálního institutu Maxe Placka a jeho spolupracovníci ale naštěstí mohli využít mocné fantazie superpočítačů CURIE z centra TGCC nedaleko Paříže se 77 tisíci výpočetními jádry a SuperMUC z okolí Mnichova se 155 tisíci jádry. Až donedávna bylo možné děje při zrodu neutronových hvězd simulovat jen ve dvou rozměrech, teď se Hankemu a spol. podařilo simulovat pohyby hvězdného plynu a fyzikální procesy z extrémního prostředí bortícího se vnitřku hvězdy pěkně ve 3D. Vědci získali ze simulací zániku hvězdy o hmotnosti 27 Sluncí mnoho terabytů pozoruhodných dat, které pak ještě následně analyzovali a také vizualizovali pro natěšené diváky.


 

Zvětšit obrázek
Jan Schee. Kredit: J. Schee.

Ukázalo se, že hvězdný plyn v simulacích divoce bublá a vře, jak se vždy předpokládá, ale jeho velké kusy také mocně pulzují a rotují. Takové hydrodynamické chování bylo před pár lety popsáno jako Standing Accretion Shock Instability (SASI) a mělo by být důsledkem spontánního rozpadu původně jakžtakž  symetrické rázové vlny na velké pulzující asymetrické oblasti. Až díky detailním simulacím Hankeho a spol. teď tušíme, jak SASI vzniká a funguje a že se objevuje i ve složitějších modelech zrození neutronových hvězd. Možná právě díky SASI dostanou čerstvé neutronové hvězdy kopanec, který je obvykle pořádně roztočí. Vše nasvědčuje tomu, že by se procesy SASI měly charakteristickým způsobem otisknout do vyzařování neutrin a gravitačních vln, což by prý mělo být změřitelné, třeba při příští explozi supernovy v Mléčné dráze.


Studii Hankeho týmu si pochvaluje i astrofyzik Jan Schee z Ústavu fyziky Filozoficko-přírodovědecké fakulty Slezské univerzity v Opavě. Podobně mohutné počítačové simulace jsou podle něj nezbytné k pochopení astronomických událostí, jako jsou právě spektakulární supernovy. Výzkum Hankeho a spol. přináší nové světlo do problematiky transportu energie během explozí hvězd a také evoluce struktury kolabujícího jádra hvězdy.

 


 


Literatura

Max Planck Institute for Astrophysics News 24.6. 2013, arXiv:1303.6269, Wikipedia (Neutron star).

 

Datum: 10.07.2013 00:01
Tisk článku

Nikdy není pozdě na spokojený tým - Furman Ben, Ahola Tapani
Knihy.ABZ.cz
 
 
cena původní: 215 Kč
cena: 183 Kč
Nikdy není pozdě na spokojený tým
Furman Ben, Ahola Tapani

Diskuze:

Chyba - SuperMUC

Dominik Vašek,2013-07-11 00:14:28

SuperMUC má přes 147 tisíc jader a je 2x výkonnější než CURIE.

Odpovědět

zachování momentu hybnosti

Jan Tomáštík,2013-07-10 14:45:37

Proč kopanec? Nestačí k vysvětlení rychlé rotace pouhé zachování momentu hybnosti smršťující se hvězdy?

Odpovědět


Nestačí

Karel Bahný,2013-07-11 23:19:10

Tento zákon zachování samozřejmě platí, ale sám o sobě nevysvětluje, jak k přenosu momentu došlo.

Je to podobná situace, jako když se pružně srazí dvě koule. Je snadné spočítat, jak bude scéna vypadat po srážce. Ovšem to vůbec nevysvětluje, jak k tomu došlo - jak se předala energie a hybnost mezi těmi dvěma koulemi.

Odpovědět

velika

Arnost Waschta,2013-07-10 12:05:51

krasa!

Odpovědět




Pro přispívání do diskuze musíte být přihlášeni


















Tento web používá k poskytování služeb, personalizaci reklam a analýze návštěvnosti soubory cookie. Používáním tohoto webu s tím souhlasíte. Další informace