Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 3 (vyšlo 17. ledna, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Prach po supernově SN 1987A

Ivan Havlíček

Mezi hvězdami pozorujeme v galaxiích oblasti svítícího plynu a v hustých částech Mléčné dráhy je světlo vzdálených zdrojů zakryto temnými oblaky prachu, z nichž se mnohde rodí hvězdy nové. Většinu hvězd pozorujeme od nepaměti v období jejich stabilní životní etapy, kdy poměrně stejně září na nebi ve viditelném světle a konec jejich života je v nedohlednu. Od počátku minulého století astronomové vědí, že toto období je sice velmi dlouhé, přeci jen ale netrvá věčně a jeho trvání v čase lze docela úspěšně odhadovat podle spektrálních charakteristik a hmotnosti hvězdy. Zrod nových hvězd se podařilo pozorovat už začátkem devadesátých let minulého století, kdy astronomové začali prohlížet blízké mlhoviny Hubbleovým dalekohledemHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.. Jsou známy a přímo pozorovány hvězdné líhně, v nichž v infračerveném a mikrovlnném oboru vidíme zárodky nových hvězd (viz AB 48/2008), které ještě nedorostly do nejdéle trvajícího vyrovnaného stádia, v němž si hvězda počne uklízet své okolí a usedne na hlavní posloupnostHvězda hlavní posloupnosti – označení pro hvězdu, která ve svém jádře přeměňuje termojadernou syntézou vodík na hélium. Název je odvozen od polohy hvězdy na tzv. Hertzsprungově-Russelově diagramu (spektrální třída na vodorovné ose a absolutní magnituda na svislé).. O proměně mezihvězdného prostředí za přispění největších známých kosmických explozí, novNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který na povrch přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let.supernovSupernova – 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: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. v závěru hvězdného života, je také mnohé známo. Prozatím se ale nepodařilo takový proces pozorovat příliš podrobně. V závěrečných fázích jsme dosud pozorovali jen velmi málo hvězd, které se rozplývají do okolního prostoru jako novy nebo supernovy. Většina z nich se navíc nacházela v jiných galaxiíchGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny., tedy příliš daleko pro podrobný pohled. O většině planetárních mlhovin, jichž jen v Mléčné dráze pozorujeme několik stovek (viz katalog PNIC), jako pozůstatcích po takových hvězdných explozích, sice můžeme říci mnoho podrobností, tyto se však týkají jen jejich současnosti. Jejich minulost a vývoj z doby exploze a těsně po ní se odhaduje velmi obtížně. Většinu planetárních mlhovinPlanetární mlhovina – odhozená obálka hvězdy v jejím závěrečném stádiu vývoje. Za roztodivné tvary planetárních mlhovin může přítomné magnetické pole. Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami, název vznikl na základě podobnosti mlhoviny s kotoučkem planety v malých dalekohledech. pozorujeme ve stáří několika tisíc až desítek tisíc roků po jejich vzniku. V této fázi je již odhozená hvězdná obálka poměrně rozptýlená a aktuální stav těsně po explozi je nečitelný. Z blízkých a mladých supernov známe objekt vzniklý ze supernovy SN 1006, Krabí mlhovinu pocházející ze SN 1054, Tychonovu supernovu SN 1572, Keplerovu supernovu SN 1604, Cassiopea A (cca před 300 roky) a konečně nejmladší supernovu, která byla pozorována na konci osmdesátých let ve Velkém Magellanově oblakuLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze. a byla pojmenovaná SN 1987A. Příležitostí tedy není mnoho a proto přímé a detailní pozorování dějů, které těsně po hvězdné explozi následují, není zrovna rutinní astronomickou činností.

Struktura SN 1987 A zachycená v RTG světle observatoří Chandra v lednu 2000

Struktura SN 1987A zachycená v RTG světle observatoří Chandra v lednu 2000.
Zdroj Chandra.

Supernova – 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: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.

Supernova 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 MS) 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.

Supernova typu Ib – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku. Zůstala jí však obálka z hélia, která tvoří výraznou absorpční čáru na vlnové délce 570 nm. Spektrum dále obsahuje typické čáry O I, Ca II, Mg II, zcela chybí čáry vodíku. Příkladem může být objekt SN 2008D v galaxii NGC 2770 v souhvězdí Rysa ve vzdálenosti 88×106 světelných roků.

Supernova typu Ic – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku a hélia. Mohla ji odhodit nebo ji odsál souputník. Ve směru osy rotace se vytvářejí obálkou netlumené výtrysky, které díky brzdění okolním prostředím září krátkodobě v RTG a gama oboru. Zbylé Fe jádro s uhlíkodusíkovou vnější vrstvou kolabuje na černou díru. Ve spektru chybí jak vodíkové, tak heliové čáry. Při kolapsu dojde k prudkému zrychlení rotace a vytvoření tlustého akrečního disku. Příkladem může být objekt SN 2003yd v souhvězdí Vodnáře, který je vzdálen 270×106 světelných roků. Osa výtrysků nemíří k Zemi.

Supernova 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 mračnu ve vzdálenosti 167×103 světelných roků.

SN 1987A

Pozůstatek po supernově SN 1987A v Tarantuli v souhvězdí Mečouna ve viditelném (bílá a růžová) a rentgenovém (modrá a purpurová barva) oboru. Snímek je složen ze snímků z kosmického dalekohledu Chandra a HST v roce 2007. K pořízení snímku v RTG oboru bylo zapotřebí 8 hodin expozičního času. Zdroj Chandra.

Supernova z roku 1987 je nejmladším objektem svého druhu v poměrně blízkém okolí. Vzdálenost události je odhadována na 160 tisíc světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.. Okolí dnes již neexistující hvězdy, která po sobě zanechala nádherný perlový náhrdelník svítící ve velkém rozsahu spektrálních pásem, je stále velmi kompaktní a nevelkou oblastí, v níž je možno velkými dalekohledy pozorovat dosud netušené podrobnosti. Látka, která se od exploze šíří rychlostmi přibližně tisíc kilometrů za sekundu do okolního prostoru, je čtvrt století po události stále ještě velice blízko místa, odkud se do prostoru počala rozpínat. Při rozpínání odhozené hvězdné obálky dochází k ochlazování látky putující mezihvězdným prostorem. Jelikož při přeměně hvězdy v supernovu vznikají velká atomová jádra, lze zde očekávat v hojné míře kyslík, uhlík, křemík, hořčík a i mnohé jiné těžší prvky. Při ochlazování tohoto odvrženého materiálu by pak mělo vzniknout velké množství prachu. Jak ale takový proces detailně probíhá, to je možné vysledovat jedině postupným pozorováním a následně srovnáváním jednotlivých měření pořízených s různým časovým odstupem od exploze. V době těsně po explozi byl pozůstatek SN 1987A prohlížen v infračervené oblasti spektra a prachu tam tehdy astronomové příliš mnoho nalezli. V současnosti byla provedena detailní pozorování na milimetrových a submilimetrových vlnách rádiovou sítí ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu. a oblast už vypadá jinak. Komplex pozůstatku po SN 1987A je tvořen centrálním oblakem, kol něhož se rozpíná zřetelně oddělený torus, který byl zřetelný na snímcíchHSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. již v roce 1990 a jehož část září i v RTG na snímku z observatoře ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.. V centrální oblasti pozorované s odstupem 25 roků od exploze je při pozorování sítí ALMA vidět zřetelný obraz molekul SiO a CO. Jde o oblaka prachu, který zde vznikl postupnou kondenzací vyvržené látky. Celková hmotnost nově vzniklého prachového oblaku byla odhadnuta na nejméně desetinu hmotnosti Slunce, možná až čtvrtinu, a teplota v oblaku se pohybuje pod 50 K. Různé části rozpínajícího se komplexu se ale vzájemně ovlivňují a za současného vzniku prachu kondenzací na periferii soustavy může docházet z vnitřní strany k jeho destrukci na čelech rázových vln, které se mohou stále šířit z centra celé oblasti, nebo se jako odražené od hustších oblastí pohybují napříč celou svítící strukturou.

Kompozitní snímek SN 1987A

SN 1987A na třech různých vlnových délkách elektromagnetického záření. Data pořízená teleskopem ALMA na milimetrových a sub-milimetrových délkách jsou znázorněna červeně a zachycují nově vzniklý prach uprostřed. Snímek pořízený HST ve viditelném světle je vložen v zeleném kanále. RTG obraz z kosmické observatoře Chandra (modře) zachycuje expandující rázovou vlnu. droj: ESO.

Obrazy SN 1987A pořízené v různých pásmech rádiovou sítí ALMA

Obrazy SN 1987 A pořízené v různých pásmech rádiovou sítí ALMA. Tvar a velikost prstence je na jednotlivých snímcích naznačen čárkovaným a tečkovaným obrysem podle pozorování HST. Pro srovnání je na posledním políčku obraz pořízený HST. Zřetelná je centrální oblast ve světle molekul CO a SiO na levém a prostředním snímku ve spodní řadě. Zdroj: ArXiv.

V mladých velmi vzdálených galaxiích z časného vesmíru pozorujeme mnoho prachu a i v naší Galaxii je mnoho prachových oblastí projevujících se jako temné prachové mlhoviny. V soustavách, které prošly dlouhým vývojem, může dnes prach vznikat různými způsoby a kondenzace látky pocházející z explozí supernov je jen jedním z nich. V raném vesmíru, dokud byly kosmické objekty tvořeny z valné míry jen lehkými prvky vzniknuvšími při Velkém třesku, mohl ale prach vznikat jedině díky hvězdným explozím. Pozorování v milimetrové a submilimetrové oblasti rádiovou sítí ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu. dokazují, že takový mechanizmus je reálný a ve vesmíru skutečně stále probíhá.

Umělecká představa SN 1987A

Možná že takto nějak vypadá perlový náhrdelník kolem načervenalého rozpínajícího se chuchvalce plynu a vznikajícího prachu z události SN 1987A, pokud bychom celou oblast mohli pozorovat zblízka. Rozsvícení okoloplynoucího prstence z vnitřní části je způsobeno interakcí rázové vlny s látkou, která byla hvězdou odhozena ještě mnohem dříve před samotnou explozí supernovy. Zdroj: ESO.

Postupné přiblížení z celkového pohledu na mlhovinu Tarantule ve Velkém Magellanově oblaku až na detailní strukturu pozůstatku po supernově SN 1987A. Snímky vycházejí z pozorování ESO a v závěru přecházejí v uměleckou interpretaci prostorové struktury prstenců v místě exploze supernovy SN 1987A. Zdroj ESO (mp4/h264, 15 MB)

Vývoj struktury pozůstatku SN 1987A v rentgenovém světle od roku 1999 do roku 2005 podle pozorování kosmickou observatoří Chandra. Rentgenové světlo vzniká při kolizi rázové vlny explodující supernovy s okolní, již dříve odvrženou matérií. Záře vznikající v místě kolize v prstenci obklopujícím zaniklou hvězdu svojí intenzitou předčí svit centrální oblasti. Zdroj Chandra (mp4/h264, 6 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage