Supernova

V neděli 23.2. 1987 byl ve Velkém Magellanovu oblaku (nejbližší galaktický soused) ve vzdálenosti 160 000 světelných let pozorován výbuch supernovy 1987 A. Co to vůbec supernova je? S trochou nadsázky by se dalo říci, že hvězda sebevrah. Supernovy jsou těmi nejefektnějšími kosmickými ohňostroji a závěrečným dějstvím aktivního života hodně hmotných hvězd.

První pozorované supernovy

Pojem supernova byl zaveden v roce 1934. Jedná se o hvězdy, které náhle a o mnoho řádů zvýší svou jasnost. V naší Galaxii byl výbuch supernovy spolehlivě popsán jen čtyřikrát. První supernova byla pozorována (a dochovaly se písemné záznamy) v roce 1006 v souhvězdí Vlka. Další supernova se objevila v roce 1054 v souhvězdí Býka, v roce 1572 v souhvězdí Kasiopeja a v roce 1604 v Hadonoši.

Aby problematika supernov nebyla příliš jednoduchá, dělí se supernovy na dva základní typy. Supernovy I. typu jsou poměrně výjimečné. Jedná se o hvězdy mezi tzv. Chandrasekharovou a Landau-Openhaimer-Wolkoffovou mezí (1,4 – 2 MS – hmotnosti Slunce). Tyto hvězdy projdou stádiem bílého trpaslíka, který se v případě, že jeho hustota stoupne nad 100 tun/cm3 začne dále hroutit do podoby neutronové hvězdy.

Ovšem s těmito staršími předpoklady tak úplně nesouhlasí novější práce (M. van Kerwikja aj.), které vyvozují, že většina výbuchů supernov Ia vzniká splynutím dvou bílých trpaslíků obklopených malými, ale hustými akrečními disky. Kerwikj dovozuje svou teorií tím, že se téměř nepozorují bílí trpaslíci s hmotnostmi těsně pod Chandrasekharovou mezí.

Zajímavým případem supernovy typu Ib je supernova 2008ha. Zdrojová hvězda měla před výbuchem hmotnost 13 MS, energie exploze však dosáhla pouhých 1,2 × 1041 J, kdežto běžné kolabující hvězdy (kolapsary) uvolní energii 1044 J. Supernova vyprodukovala jen 0,003 MS radioaktivního nuklidu 56Ni oproti běžným 0,4 – 0,9 MS a absolutní hvězdná velikost supernovy dosáhla jen -14,2m.

Extrémně svítivé supernovy

Extrémně svítivá supernova 2007bi (třídy Ic) dokázala vyprodukovat neobyčejně mnoho radioaktivního 56Ni, jehož hmotnost přesáhla neuvěřitelných 6 MS (hmotností Slunce). Poločas rozpadu tohoto nuklidu činí 6 dní, přičemž se 56Ni mění na 56Co s poločasem rozpadu 77 dnů. Mimořádný výkon a množství vyprodukovaného 56Ni ukazují na to, že progenitorem supernovy musela být hvězda s neuvěřitelnou hmotností 300 – 500 MS!

Mnohem efektnějšími a svítivějšími ohňostroji jsou supernovy II. typu. Jako supernova II. typu může skončit pouze hvězda s hmotností nad Landau-Openhaimer-Wolkoffovou mezí (více než 2 MS). Výbuch supernovy II. typu je opravdu efektním kosmickým divadlem, neboť svítivost takovéto supernovy se může vyrovnat svítivosti obří galaxie čítající až 1011 hvězd (sto miliard).

Absolutní svítivost supernov

Absolutní svítivost supernov se obvykle pohybuje v rozmezí -17m až -19m. Během exploze supernovy se uvolní energie v úhrnné výši 1041 J až 1045 J a v maximu svítivosti dosahuje výkon neuvěřitelných 1036 až 1039 W!

Pro hvězdy platí, že čím jsou větší a hmotnější, tím kratšího věku se dožívají. V jádře hmotných hvězd rychle roste teplota a termonukleární reakce probíhají stále překotněji. Díky tomu se naruší rovnováha mezi hydrostatickým tlakem a tlakem záření, který postupně převládne. Tehdy hvězda exploduje a odvrhuje svou obálku, což pozorujeme jako onen výbuch supernovy.

Původní obálka hvězdy se velice rychle rozpíná (v průměru 10 000 km/s) a po čase ji můžeme pozorovat jako mlhovinu. Asi nejznámějším pozůstatkem po supernově je tzv. Krabí mlhovina (M 1) v souhvězdí Býka, která je pozůstatkem po supernově z roku 1054, kterou pozorovali čínští hvězdáři. Rychlosti rozpínajících se obálek supernov jsou však mnohdy vyšší. Např. u supernovy 2001ya (třídy Ia) v galaxii IC 4423 rychlost rozpínání obálky činí 14 000 km/s.

Pozůstatek po výbuchu supernovy – mlhovina Řasy v souhvězdí Labutě vzdálená 1 500 světelných let.

Co se po výbuchu supernovy děje s jádrem hvězdy?

A co se po výbuchu supernovy děje s jádrem hvězdy? Tlak záření byl explozí vyčerpán a dramaticky převládne gravitace (hydrostatický tlak), která je tak silná, že doslova rozdrtí i atomy, stavební kameny hmoty. Elektrony jsou vtlačeny do protonů a vzniká čistý neutronový plyn, jenž má vlastnosti supratekutého hélia, avšak (na rozdíl od onoho supratekutého hélia) ohromnou teplotu 108 až 109 K (v jádře).

U velice hmotných hvězd nemusí být konečným stádiem ani neutronová hvězda. Obrovská gravitace rozdrtí i neutrony, které se rozpadají na baryony a mezony s poločasem rozpadu 10-6 s a neutronová hvězda se mění v tzv. černou díru a nebo se celá vyzáří. Po výbuchu tak nemusí zůstat žádný kompaktní zbytek. Pravděpodobně se jedná o případ Cas A. Ve výjimečných případech může vzniknout i kvarková hvězda, opravdový exot mezi hvězdami.

Jak často v naší Galaxii exploduje supernova?

V naší Galaxii dochází k explozi supernovy v průměru jednou za zhruba 40 let (2,8 supernovy za století). Nečastěji po explozi vznikají neutronové hvězdy, které za ideální konstelace můžeme pozorovat ze Země jako pulsary na rádiových frekvencích, na kterých tyto objekty byly také v minulém století objeveny a zprvu mylně pokládány za vysílání cizích civilizací.

Rozborem světelných křivek (J. Leamana) asi tisícovky supernov bylo zjištěno, že nejčastěji se objevují supernovy II. typu (45 %), supernovy Ia (38 %) a supernovy třídy Ib (16 %).

zdroj: Treking.cz