Supernova

Extrémně svítivá supernova 2007bi (třídy Ic) dokázala vyprodukovat neobyčejně mnoho radioaktivního izotopu ${}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$, jehož hmotnost přesáhla neuvěřitelných 6 M☉. Poločas rozpadu tohoto nuklidu činí 6 dní, přičemž se ${}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ mění na ${}^{56}\mathrm{C}\mathrm{o}$ s poločasem rozpadu 77 dnů. Mimořádný výkon a množství vyprodukovaného ${}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ ukazují na to, že progenitorem supernovy musela být hvězda s hmotností 300–500 M☉.

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 M☉). Výbuch supernovy II. typu je opravdu efektním kosmickým divadlem, neboť svítivost takové supernovy se může vyrovnat svítivosti obří galaxie čítající až ${10}^{11}$ hvězd.

V neděli 23.2. 1987 byl ve Velkém Magellanovu oblaku (nejbližší galaktický soused) ve vzdálenosti 160 000 světelných let pozorován výbuch supernovy 1987 A.

Absolutní svítivost supernov

Absolutní svítivost supernov se obvykle pohybuje v rozmezí –17 m až –19 m. Během exploze supernovy se uvolní energie v úhrnné výši ${10}^{41}$ J až ${10}^{45}$ J a v maximu svítivosti dosahuje výkonu neuvěřitelných ${10}^{36}$ až ${10}^{39}$ 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. Tím se naruší rovnováha mezi hydrostatickým tlakem a tlakem záření, který postupně převládne. V okamžiku zhroucení hvězda exploduje a odvrhuje svou obálku, což pozorujeme jako výbuch supernovy.

Původní obálka hvězdy se velmi rychle rozpíná — v průměru rychlostí kolem 10 000 km/s — a po čase ji můžeme pozorovat jako mlhovinu. Asi nejznámějším pozůstatkem po supernově je Krabí mlhovina (M 1) v souhvězdí Býka, která je pozůstatkem po supernově z roku 1054, pozorované čínskými hvězdáři. Rychlosti rozpínajících se obálek však mohou být i vyšší. Například u supernovy 2001ya (třídy Ia) v galaxii IC 4423 činí rychlost rozpínání obálky 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, tedy základní stavební kameny hmoty. Elektrony jsou vtlačeny do protonů a vzniká čistý neutronový plyn. Ten má vlastnosti supratekutého hélia, avšak na rozdíl od něj dosahuje v jádře ohromné teploty ${10}^8$ až ${10}^9$ K.

U velmi hmotných hvězd nemusí být konečným stádiem ani neutronová hvězda. Obrovská gravitace dokáže rozdrtit i neutrony, které se rozpadají na baryony a mezony s poločasem rozpadu ${10}^{-6}$ s. Neutronová hvězda se pak může změnit v černou díru, případně se celá vyzáří, takže po výbuchu nezůstane žádný kompaktní zbytek. Pravděpodobně jde o případ pozůstatku Cas A. Ve výjimečných situacích může vzniknout i kvarková hvězda, skutečný exot mezi hvězdami.

Jak často v naší Galaxii exploduje supernova?

V naší Galaxii dochází k explozi supernovy v průměru jednou za zhruba 40 let (tedy přibližně 2,8 supernovy za století). Nejčastěji po explozi vznikají neutronové hvězdy, které můžeme za příznivých podmínek pozorovat ze Země jako pulsary na rádiových frekvencích. Právě na těchto frekvencích byly v minulém století objeveny a zpočátku byly mylně považovány za možné signály cizích civilizací.

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