Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 11 – vyšlo 16. března, ročník 10 (2012) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

11/2012

2012 – když vybuchne supernova III

Jakub Rozehnal

Malá část pozůstatku po explozi supernovy v souhvězdí Plachet. Supernova
explodovala před přibližně 12 000 lety. Zdroj: ROE/AAT, David Malin.

Bílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS. Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. Pulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.

Zbytky po supernovách

Výbuch supernovy je dramatickou událostí, která významně poznamená své okolí do vzdálenosti mnoha stovek světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km.. Rázová vlna, vznikající šířením vyvrženého materiálu rychlostmi až tisíckrát většími, než je rychlost zvuku v daném prostředí, ohřívá mezihvězdný plyn a prach na teploty řádu 10⁵÷10⁶ K. Díky těmto vysokým teplotám je zbytek po supernově (SNR, SuperNova Remnant) dobře pozorovatelný nejprve v rentgenovém oboru spektra, posléze i v optickém oboru (díky rekombinaci ionizovaných atomů) jako obálka o tloušťce několika málo světelných roků a typické hustotě 10 atomů/cm³ (běžná hustota horké mezihvězdné hmoty je přibližně o dva řády nižší). Tvar rozpínající se obálky je zpočátku zpravidla kulový, následně však může být deformován dalšími vlivy, mezi něž patří zejména přítomnost a povaha makroskopických magnetických polí, z nich plynoucí přítomnost sekundárních rázových vln a také přítomnost či absence neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. (pulzaru), respektive hvězdného větru z ní vanoucího.

Jak identifikovat supernovy, které vybuchly v minulosti?

Supernovy jsou natolik markantními úkazy, že o historické záznamy o jejich pozorování nemáme přílišnou nouzi (viz dále v přehledu „slavných“ supernov). Co ale supernovy vzplanuvší v době prehistorické?

Jedna z nejstarších supernov, kterou jsme schopni v našem okolí identifikovat, je zřejmě ta, jejíž výbuch dal podle všeho popud ke zhroucení části prachoplynného obřího molekulárního mračna, z nějž se postupně vytvořilo SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. s planetamiPlaneta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce.. Tato supernova obohatila stavební materiál budoucí sluneční soustavy o radioaktivní izotopy s krátkým poločasem rozpadu (například ⁴¹Ca – 100 000 let, ²⁶Al – 740 000 let). Tyto poločasy rozpadu jsou tak krátké, že uvedené izotopy se již ve sluneční soustavě prakticky nevyskytují (mohou vznikat při bombardování příslušných nuklidů částicemi kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.), nicméně například izotop ²⁶Al se rozpadá za vzniku izotopu ²⁶Mg, jehož přítomnost je měřitelná. Radiometrické metody datování meteoritů navíc nejenže odhalují explozi supernovy na počátku vzniku sluneční soustavy, ale také ukazují na skutečnost, že analyzovaný materiál musel vzniknout maximálně desítky tisíc let po jejím výbuchu. A právě proto se domníváme, že výbuch supernovy byl bezprostřední příčinou kolapsu sluneční pramlhoviny před 4,56 miliardami let.

Výbuchy podstatně mladších supernov se podařilo identifikovat na základě rozboru usazenin na mořském dně. V roce 1998 se výzkumníkům z Technické univerzity v Mnichově podařilo v horninách ze dna Tichého oceánu detekovat radioaktivní nuklid ⁶⁰Fe. Poloha vrstvy, která byla tímto izotopem obohacená, pomohla určit dobu exploze i přibližnou vzdálenost supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. 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: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Došlo k ní přibližně před 5 miliony let ve vzdálenosti bližší než 100 světelných roků. Vzplanutí dalších supernov se podařilo prokázat analýzami vrstev antarktického ledovce. V nich jsou zaznamenány například výbuchy supernov z let 1006 a 1054.

Důkazy o dávných explozích supernov jsou dobře odhalitelné, ale je možno určit, o jaký typ supernovy šlo? Relativně spolehlivým klíčem pro klasifikaci supernovy je identifikace jejího spektra, které však v případě supernov vybuchlých v minulosti pochopitelně přímo pozorovat nemůžeme. Je zde však šance na jeho rekonstrukci ze světelné ozvěny. Podobně, jako můžeme slyšet zvukovou ozvěnu, vznikající odrazem zvukových vln od rovinných překážek s rozměry většími, než délka odražených vln, můžeme pozorovat i světelné echo, vznikající odrazem záblesku od mezihvězdného prostředí. Ta část světla záblesku, která se šíří směrem od nás, se časem odrazí od mezihvězdné hmoty, nacházející se z našeho pohledu „za supernovou“, a šíří se opět směrem k nám. Světelná ozvěna supernovy k nám proto přichází se zpožděním, a my můžeme její spektrum analyzovat třeba i několik století po jejím vzplanutí. Světelná echa jsou navíc mimořádně užitečná v případě, že vzplanutí supernovy nezachytíme na jeho počátku – budeme-li trpěliví, dočkáme se časem kompletní světelné křivky v podobě světelné ozvěny.

Slavné supernovy

Geminga

Geminga (zkratka z Gemini Gamma-ray source) byla objevena roku 1972 družicí SAS-2 jako intenzivní zdroj záření gama. Jeho optický protějšek se však dlouho nedařilo nalézt, což je mj. zakódováno v názvu – „geminga“ totiž v milánském dialektu znamená něco jako „houby s octem“, tj. „zde nic není“. Teprve roku 1984 se pomocí dalekohledu CFHTCFHT – Canada-France-Hawaii Telescope, kanadsko-francouzský dalekohled na Hawaji o průměru 3,6 metru. Dalekohled je umístěn na hoře Mauna Kea ve výšce 4 200 metrů nad mořem. na Havajských ostrovech o průměru 3,5 metru podařilo tento zdroj nalézt jako extrémně slabou hvězdu 25. magnitudyMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru).. Fyzikální povahu objektu odhalila až družice ROSATROSAT – ROentgen SATellite. Německá rentgenová družice vypuštěná NASA v roce 1990. Hlavním přístrojem byl čtyřvrstvý zrcadový dalekohled o průměru 83 cm a ohniskovou vzdáleností 240 cm. Přístroj byl schopen pracovat v energetickém oboru (0,1÷2) keV s úhlovým rozlišením až 40′. Družice pracovala do roku 1999., která v roce 1992 prokázala existenci pulzů rentgenového záření o periodě cca 0,3 s. Jedná se tedy o pulzarPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe., neutronovou hvězdu, která je pozůstatkem výbuchu supernovy typu II. Analýzy změn pulzů a radiální rychlosti hvězdy pomohly určit, že k výbuchu došlo před přibližně 340 000 lety, a to ve vzdálenosti méně než 100 světelných roků od Země.

Neutronová hvězda Geminga vyfotografovaná přístrojem EPIC na palubě rentgenové družice XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m². Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.. Dva výrazné výběžky jsou tvořeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány silným magnetickým polem hvězdy. Jejich hybnost se následně vyrovnává s prostředím, kterým hvězda prolétává, čímž odhalují i směr jejího putování. Zdroj: ESA

SN 1006

Patrně nejjasnější pozorovaná supernova vybuchla pravděpodobně v noci z 30. dubna na 1. května 1006 v souhvězdí Vlka. Její jasnost přesáhla −7 mag. Záznamy o ní pořídili evropští, arabští i čínští pozorovatelé, podle některých interpretací je tato událost zaznamenána i na indiánském petroglyfu, nalezeném v Hohokamu (Kalifornie, USA). Pozůstatek po supernově se podařilo nalézt v roce 1965, kdy byl ztotožněn s rádiovým zdrojem v blízkosti hvězdy β Lupi. Rozpínající se obálka leží ve vzdálenosti přes 7 000 světelných roků od Země a má úhlový průměr 0,5°. Z toho vyplývá, že její skutečný průměr činí úctyhodných 60 světelných roků. Progenitora supernovy se doposud nepodařilo nalézt, proto předpokládáme, že se jednalo o supernovu typu IaSupernova 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 M_S) 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, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku..

Rozpínající se obálka zbytku po výbuchu supernovy SN 1006. Modře je vyznačena
na snímku z roku 1998, červeně o 8 let později. Zdroj: ESA/STScI

SN 1054

Tato „nová hvězda“ byla na obloze pozorována 4. července 1054, o jejím pozorování byly učiněny mnohé záznamy, především čínské a japonské, ale také korejské, arabské, evropské a severoamerické. Pozůstatek po supernově objevil jako první anglický lékař a astronom John Bevis roku 1731. Roku 1758 jej francouzský astronom Charles Messier mylně považoval za Halleyovu kometu. Když poznal svůj omyl, začal sestavovat katalog objektů, které vypadají v malém dalekohledu jako mlhavé obláčky. Právě pozůstatek po supernově z roku 1054 nese v Messierově katalogu označení M1. Krabí mlhovina, jak tento objekt nazýváme, leží ve vzdálenosti 6 500 světelných roků. V jejím centru se nachází neutronová hvězda, kterou v roce 1942 objevil Rudolf Minkowski. Tato hvězda se v roce 1968 ukázala být pulzarem, jednalo se o první pulzar, který byl ztotožněn se zbytkem po supernově.

Okolí pulzaru v centru Krabí mlhoviny. Obraz je složením snímků z družice Chandra,
pracující v rentgenovém oboru, a Hubblova dalekohledu. Zdroj: ESA/STScI

SN 1572 – Tychonova supernova

Dne 11. listopadu 1572 spatřil Tycho Brahe jasnou hvězdu v souhvězdí Kasiopeji, která zde předtím nebyla pozorována. Svojí jasností přesáhla planetu VenušiVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku., a na denní obloze byla pozorována po dobu dvou týdnů. Z oblohy zcela zmizela v březnu 1574, 16 měsíců po svém výbuchu. Zrod této „nové hvězdy“ definitivně pohřbil téměř dva tisíce let staré aristotelovské paradigma o neměnnosti nebeské sféry a jeho studium přispělo k vybudování základů, na nichž stojí moderní astrofyzika.

V roce 2008 se týmům astronomů z Institutu Maxe Placka a Subaru Telescope (8,2 m) podařilo získat spektrum světelné ozvěny Tychonovy supernovy, která se odrazila od oblaku mezihvězdné hmoty tak, že světlo záblesku k nám na Zemi doletělo se zpožděním 436 let. Jedná se zatím o (časově) nejvzdálenější supernovu, jejíž světelné echo bylo pozorováno. Rozbor spektra prokázal nepřítomnost čar vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish. a přítomnost čar křemíkuKřemík – polokovový prvek, hojně se vyskytující v zemské kůře. Slouží jako základní materiál pro výrobu polovodičových součástek nebo položek pro pěstování nanostruktur. Oxid křemičitý je základní surovina pro výrobu skla a významná součást keramických a stavebních materiálů. Objev křemíku je připisován švédskému chemikovi J. Jacobu Berzeliovi (1824)., což ukazuje na skutečnost, že Tycho Brahe pozoroval supernovu typu IaSupernova 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 M_S) 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, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku..

Stránka ze spisu Tychona Brahe „De nova stella“ z roku 1573 ukazuje polohu exploze supernovy, vzplanuvší v roce 1572 (supernova označena písmenem I, další hvězdy náleží do souhvězdí Kasiopeji).

SN 1604 – Keplerova supernova

Tato supernova, pozorovaná poprvé 9. října 1604 v severní Itálii, byla od 17. října 1604 sledovaná z Prahy Johannesem Keplerem, který ji popsal v díle „De stella nova in pede Serpentarii“. Pozůstatek po supernově leží ve vzdálenosti 20 000 světelných roků. Podobně jako Tycho Brahe, i Keller zřejmě pozoroval supernovu typu Ia. Za zmínku stojí fakt, že se jednalo o poslední supernovu, která byla v naší Galaxii do dnešního dne pozorována! Zatímco v první polovině druhého tisíciletí byla supernova na obloze pozorována v průměru každých sto let, od dob Keplera se žádná další na obloze neobjevila.

Zbytek po Keplerově supernově, která vzplála roku 1604. Snímek vznikl kompozicí záznamů observatoří Chandra (pásma 0,2÷0,3 nm a 0,9÷4 nm), HST (optický obor) a Spitzer (infračervený obor). Krátkovlnné rentgenové záření pochází zejména z oblastí, kterými právě prochází rázová vlna (na snímku modře), měkčí rentgenové záření (zeleně) ukazuje pozůstatky po explodující hvězdě. Optický obor (žlutě) odhaluje oblasti, kde se rázová vlna setkala s hustým oblakem mezihvězdné hmoty a ohřála je na teplotu 10 000 K. V infračerveném pásmu (červeně) jsou patrné částice prachu, ohřáté a unášené rázovou vlnou. Zdroj: ESA/NASA.

Cassiopea A

Jako Cassiopea A je označován nejjasnější rádiový zdroj na noční obloze. Jedná se o zbytek po supernově ležící ve vzdálenosti přibližně 11 000 světelných roků od Země. Vybuchla patrně někdy před 300 lety, nemáme však spolehlivá svědectví o tom, že byla pozorována. Možnou příčinou je oblak mezihvězdné hmoty, který utlumil její svit v optickém oboru. Rozborem spektra světelné ozvěny se podařilo určit, že se jednalo o supernovu typu IISupernova typu II – velmi hmotná, hroutící se hvězda po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda, nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí. Supernovy typu II mají ve spektru přítomné vodíkové čáry. 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 oblaku ve vzdálenosti 167×10³ světelných roků.. Pozůstatek po supernově dnes pozorujeme ve tvaru rozpínající se obálky o průměru 10 světelných roků, která září zejména v rádiovém a rentgenovém oboru. V jejím středu se nachází neutronová hvězda.

Princip světelné ozvěny umožnil pozorovat spektrum supernovy, která vybuchla v souhvězdí Kasiopeji někdy kolem roku 1680. Zatímco přímočarému šíření záblesku (paprsek A) překáží oblak mezihvězdné hmoty, ležící mezi supernovou a Zemí, paprsky odražené od mezihvězdné hmoty (B, C) umožňují se zpožděním pozorovat. Zdroj: Wikipedia.

SN 1987a

Tato nejznámější novodobá supernova byla objevena 24. února 1987. Vybuchla ve Velkém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 168 000 světelných roků. Proslavilo ji celkem 24 neutrin (!), která zachytily detektory Kamiokande, IMB a Baksan. Ačkoli se dle všech indicií jednalo o supernovu typu II, u níž se s největší pravděpodobností podařilo zpětně dohledat i progenitora, modrého velebobra označovaného jako Sanduleak -69° 202, žádnou neutronovou hvězdu jsme v jejích pozůstatcích dosud nenalezli. Teorií, popisujících důvody, proč neutronová hvězda uniká našemu pátrání, je několik, žádná však není dostatečně uspokojivá.

Mýty a fakta o nebezpečí supernov

Tvrzení: Výbuch supernovy rozzáří oblohu tak, že nebude rozdíl mezi dnem a nocí

Toto tvrzení je mýtus. Předpokládejme, že supernova vybuchne na noční obloze. Absolutní magnituda supernov v okamžiku vzplanutí dosahuje hodnoty cca −19 mag, což znamená, že supernova ve vzdálenosti cca 32 světelných roků od Země bude více než 300× jasnější než Měsíc v úplňku, zatímco Slunce by v téže vzdálenosti zářilo jen o něco více než nejslabší hvězdy pozorovatelné na obloze pouhým okem. Jak blízko by ale supernova musela být, aby byla jasnější než Slunce ve skutečné vzdálenosti? To lze snadno vypočítat z tzv. Pogsonova vztahu, s jehož pomocí nám vyjde vzdálenost kratší než světelný rok, tedy blíže než vzdálenost vnějších oblastí sluneční soustavy. Pravděpodobnost, že se nějaká hvězda, natož budoucí supernova, dostane tak blízko ke Slunci, je v následujících sto milionech let prakticky nulová. Denní jas noční oblohy proto zřejmě nikdy nespatříme.

Tvrzení: Blízká supernova nás při svém výbuchu ozáří smrtelnou dávkou záření

Toto tvrzení je částečně pravdivé. Při výbuchu supernovy SN 1987A byl celkový tok energie v rentgenovém oboru odhadnut na 10⁻¹² Jm⁻²s⁻¹, přitom tok rentgenového záření uvolněného během velké sluneční erupce dosahuje hodnoty asi třicettisíckrát větší. Aby byl registrován na Zemi stejný tok rentgenového záření jako je ten uvolněný při sluneční erupci, musela by se supernova nacházet ve vzdálenosti asi 6 světelných roků. Ovšem mnohem mohutnější supernova, jež vybuchla v roce 1993 v galaxii M81, by stejný tok poskytovala již ze vzdálenosti 10× větší, tedy 60 světelných roků, a supernova 2001em dokonce ze vzdálenosti 150 světelných roků. Zatímco sluneční erupce je děj krátkodobý, rentgenové záření supernovy může trvat i několik let. Máme za to, že je to způsobeno interakcí rázových vln, vytvořených při výbuchu, a mohutné mlhoviny, obklopující vybuchlou hvězdu. Je toto záření pro člověka nebezpečné? Smrtelná dávka záření je přibližně 6 Sv, což odpovídá množství rentgenového záření o energii 420 J, absorbovaného tělem člověka o hmotnosti 70 kg. Výkon supernovy v rentgenovém oboru dosahuje v maximu řádu 10³⁵ W, což znamená, že vybuchla-li by taková supernova ve vzdálenosti 10 světelných roků, obdrží člověk smrtelnou dávku záření během 10 s, ze vzdálenosti 30 světelných roků za více než minutu a ze vzdálenosti 100 světelných roků za 15 minut. Tyto drastické hodnoty by však platily pro osobu nechráněnou stíněním zemské atmosféry, která je naštěstí v rentgenovém a gama oboru prakticky nepropustná. Živočichům na zemském povrchu tedy žádné nebezpečí z ozáření nehrozí. Jinak by na tom byly například posádky orbitálních stanic. Kdyby vybuchl dosud nejbližší známý předchůdce supernovy, hvězda IK Pegasi (150 ly), museli by se kosmonauté z oběžné dráhy během několika minut evakuovat, smrtelnou dávku záření by patrně obdrželi do 30 minut.

Tvrzení: výbuch supernovy zničí ozonovou vrstvu

Toto tvrzení může být pravdivé. Kosmické zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku., tedy proud vysoce energetických nabitých částic, vyvržených při výbuchu supernovy, bude při dosažení zemské atmosféry způsobovat disociaci molekul dusíku. Vznikají tak vysoce reaktivní atomy dusíku, reagující s kyslíkem za vzniku oxidů, jež katalyticky rozkládají ozon. Výpočty ukazují, že supernova vzplanuvší ve vzdálenosti pod 30 světelných roků by byla sto zlikvidovat kosmickým zářením přibližně polovinu ozónové vrstvy. Dávka krátkovlnného záření, dopadajícího na její povrch, by se tak zdvojnásobila, což by patrně, zejména pro vyšší organizmy, znamenalo závažný problém. Vzhledem k tomu, že kosmické záření se pohybuje pomaleji než světlo, ochránila by nás ozonosféra před nejničivějším gama zářením, které supernova vyzařuje přibližně 2 roky. Nejnovější modely ozonosféry ukazují, že tato vrstva má samoobnovací schopnost a ze svého poškození intenzivním kosmickým zářením je schopna zregenerovat v době přibližně 1 až 2 let. Uvážíme-li, že supernova je intenzivním zdrojem kosmického záření po dobu několika desítek let, měla by přítomnost supernovy bližší než 25 až 30 světelných roků pro život na Zemi patrně fatální následky. Pravděpodobnost takové události odhadují astronomové na 1 supernovu za miliardu let.

Ozónová vrstva. Zdroj: Newyorská státní univerzita.

Závěr

Co říci závěrem? Supernovy jsou nepochybně fascinujícími ději, které stojí zato zkoumat. Jsou svědectvím o obrovských množstvích energie ukrytých ve hmotě a ukazují nám křehkost života na Zemi i vzdálených planetách. Přesto si přejme, abychom takovou (dostatečně vzdálenou) supernovu mohli na vlastní oči spatřit. Vždyť na to čekáme již 400 let.

Konec

Odkazy