Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 5 (vyšlo 31. ledna, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Jasná supernova v galaxii M82

Vladimír Scholtz

K výbuchu supernovy dochádza vo vesmíre často, vzácnosťou však je, aby supernova vybuchla v niektorej z blízkych galaxií a bola pozorovateľná aj amatérskymi prístrojmi. A práve 21. januára 2014 objavil tým študentov pod vedením Stephen J. Fosseyho z University College London Observatory v súhvezdí Veľkej medvedice v galaxii M82 (Cigara) novú supernovu s jasnosťou 11 – 12 magnitúdMagnituda – 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). označenú ako 2014J. Galaxia M82 je na oblohe v blízkosti galaxie M81, obidve objavil Johann Elert Bode už v roku 1774.

Supernova 2014J v galaxii M82

Fotografia galaxie M82 z roku 2013 pred výbuchom supernovy
a z 22. januára 2014 so supernovou 2014J. Zdroj [1].

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.

Mechanizmus explózie

Supernova 2014J z magnitúdMagnituda – 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). M82 (Cigara) je od nás vzdialená 12 miliónov svetelných rokovSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km. a momentálne je najbližšou a najjasnejšou supernovou od roku 1993, keď v galaxii M81 explodovala supernova 1993J. Z predbežných meraní spektier získaných Yi Caom z CaltechuCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO. je možné predpokladať, že úkaz je ešte asi dva týždne pred dosiahnutím maximálnej jasnosti. Pretože v spektre chýbajú emisné čiary vodíka a hélia a naopak sa v ňom vyskytujú čiary kremíku, jedná sa o supernovu typu Ia – tie sa používajú ako tzv. štandardné sviečky k určovaniu vzdialeností. Týmto typom supernov vybuchujú bieli trpaslíciBílý 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., ktorí nasávajú hmotu zo svojho hviezdneho sprievodcu, obvykle červeného trpaslíka. Pokiaľ hmotnosť bieleho trpaslíka prekročí Chandrasekharovu medz, približne 1,4 hmotnosti Slnka, zapáli sa v celom jeho objeme opäť termojadrová reakcia a nastáva výbuch supernovy. Pretože ako supernovy vybuchujú biely trpaslíci po dosiahnutí Chandrasekharovej medze, sú si všetky supernovy typu Ia veľmi podobné a na základe zdanlivej jasnosti je možné  určiť ich vzdialenosť od Zeme. Tieto štandardné sviečky umožnili v roku 1998 objav zrýchlenej expanzie vesmíru. V priemerných špirálnych galaxiách dochádza k explózii supernovy typu Ia približne dvakrát za storočie.

M82

Pohľad na supernovu v malom ďalekohľade. Zdroj PCW Observatory.

Záver

Možnosť pozorovať túto supernovu je jedinečná a postačuje k nej aj malý ďalekohľad alebo návšteva niektorej z blízkych hvezdární. V najbližších dvoch týždňoch sa predpokladá ešte jej mierne zvyšovanie jasnosti, po tomto čase bude jej jasnosť postupne klesať až sa za pár mesiacov opäť stratí. Nezabudnite sa preto pozrieť na oblohu, lebo taký jav sa už v blízkej dobe nemusí opakovať .

Poloha galaxie M82 na hviezdnej oblohe

Poloha galaxie M82 na hviezdnej oblohe. Zdroj [2].

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage