Supernova

Zvyšky Keplerovej supernovy, SN 1604

SN1994D

Termín supernova sa vzťahuje na niekoľko typov hviezdnych explózií, ktorými vznikajú extrémne jasné objekty zložené z plazmy, ktorých jasnosť potom v priebehu týždňov či mesiacov opäť o mnoho radov klesá.

K tomuto koncu vedú dve možné cesty: alebo ide o masívnu hviezdu, ktorá vo svojom jadre vyčerpala zásoby paliva pre fúziu a začala sa zmršťovať pod silou svojej vlastnej gravitácie, alebo o bieleho trpaslíka, ktorý nahromadil materiál od svojho hviezdneho sprievodcu, dosiahol Chandrasekharovu medzu a prešiel termonukleárnou explóziou. V oboch prípadoch výsledná explózia supernovy rozmetá obrovskou silou väčšinu alebo všetku hmotu hviezdy.

Explózia uvádza do pohybu nárazovú vlnu, ktorá sa šíri do okolitého priestoru a formuje zvyšky supernovy. Najznámejším príkladom tohto procesu sú zvyšky SN 1604 (na obrázku vpravo). Explózie supernov sú hlavným zdrojom všetkých prvkov ťažších ako kyslík a pri mnohých dôležitých prvkoch zdrojom jediným. Napríklad všetok vápnik v našich kostiach a všetko železo v hemoglobíne boli syntetizované pri explózii supernov pred miliardami rokov. Supernovy vnášajú do medzihviezdnej hmoty ťažké prvky a obohacujú tak molekulové mračná, ktoré sú dejiskom tvorby nových hviezd. Činnosť supernov významne ovplyvnila zloženie slnečnej sústavy a umožnila tak nakoniec chémiu života na Zemi, ako ho poznáme.

Výbuch supernovy je sprevádzaný obrovskými teplotami a za istých podmienok môžu fúzne reakcie počas vrcholnej fázy vyprodukovať niektoré z najťažších prvkov, ako je kalifornium.

„Nova“ znamená po latinsky „nový,“ čo sa vzťahuje na tomu, že sa objavuje ako veľmi jasná nová hviezda na nebeskej sfére; prefix „super“ ju odlišuje od obyčajnej novy, ktorou je tiež pomenovaná hviezda, ktorá zvýšila svoju jasnosť, ale na menšom priestore a odlišným mechanizmom. Napriek tomu je však zavádzajúce považovať supernovu za novú hviezdu, pretože v skutočnosti ide o zánik hviezdy (alebo prinajmenšom jej radikálnu transformáciu na niečo odlišného).

Klasifikácia

Keď sa astronómovia snažili porozumieť explóziám supernov, klasifikovali ich podľa čiar rôznych chemických prvkov objavujúcich sa v ich spektre. Dobrý popis týchto tried poskytuje anglická publikácia „Optické spektrá supernov“ od Filipenka (Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 35, 1997, pp. 309-355)

Základným prvkom rozdelenia je prítomnosť alebo neprítomnosť čiary vodíka. Ak spektrum supernovy obsahuje čiaru vodíka, tá je klasifikovaná ako typ II, inak ide o typ I.

Okrem týchto skupín existujú podrobnejšie delenia podľa prítomnosti iných čiar alebo tvaru svetelnej krivky.

Zhrnutie

Typ I

Žiadne Balmerove čiary vodíka

Typ Ia

Čiara Si II na 615,0 nm

Typ Ib

Čiara He I na 587,6 nm

Typ Ic

Slabé alebo žiadne čiary hélia

Typ II

Má Balmerove čiary vodíka

Typ II-P

Plochá svetelná krivka

Typ II-L

Lineárny pokles svetelnej krivky (závislosť magnitúdy na čase)

Typ Ia

Schematický nákres vzniku supernovy typu Ia

Supernovám typu Ia chýba hélium a obsahujú vo svojom spektre absorpčnú čiaru kremíku blízko svetelného vrcholu. Podľa najširšie akceptovanej teórie je tento typ supernov výsledkom procesu, pri ktorom uhlíko-kyslíkový biely trpaslík zhromažďuje hmotu z blízkeho hviezdneho sprievodcu, zvyčajne červeného obra, až nakoniec dosiahne Chandrasekharovu medzu. Nárast tlaku zvýši teplotu v okolí centra a začne perióda konvekcie dlhá asi 100 rokov. V istom bode tejto fázy slabého vrenia sa zapáli deflagračný plameň živený jadrovou fúziou. Detaily jeho vzniku, umiestnenie a počet bodov, v ktorých začne, sú stále neznáme. Dramatickému zrýchľovaniu šírenia plameňa napomáha Rayleighova-Taylorova nestabilita a interakcia s turbulentnými prúdmi. Predmetom veľkých debát je stále otázka premeny podzvukového šírenia plameňa (deflagrácia) do nadzvukovej detonácie.

Energia, ktorá sa uvoľní termonukleárnym zážihom (~10⁴⁴ J), spôsobí prudkú explóziu hviezdy a vznik nárazovej vlny, ktorou je vyvrhovaná hmota urýchľovaná na rýchlosť rádovo 10 000 km/s. Energia uvoľnená pri explózii spôsobí tiež extrémne zvýšenie jasnosti.

Teória zaoberajúca sa týmto typom supernov je podobná teórii nov, v ktorej biely trpaslík naberá hmotu oveľa pomalšie a nedosiahne Chandrasekharovu medzu. V prípade novy zapríčiní dopadajúca hmota fúznu reakciu materiálu blízko povrchu, nespôsobí však kolaps hviezdy.

Supernovy typu Ia majú charakteristickú svetelnú krivku (graf jasnosti po explózii ako funkcia času). V okamihu maximálnej jasnosti obsahuje spektrum čiary stredne ťažkých prvkov od kyslíka po vápnik; sú to hlavné produkty fúzie vo vonkajších vrstvách hviezdy. Mesiace po explózii, keď vonkajšie vrstvy expandujú natoľko, že sa stanú priehľadnými, začne v spektre dominovať svetlo emitované materiálom blízko jadra hviezdy: ťažké prvky syntetizované pri explózii, najvýznamnejšími sú prvky skupiny železa. Rádioaktívny rozpad ⁵⁶Ni cez ⁵⁶Co na ⁵⁶Fe produkuje vysokoenergetické fotóny, ktoré dominujú energetickému výstupu vyvrhnutej hmoty v strednodobom aj dlhodobom horizonte.

Typ supernov Ia uvoľňuje najväčšie množstvo energie medzi všetkými ostatnými známymi triedami supernov. Najvzdialenejší jednoduchý objekt, aký bol kedy vo vesmíre detegovaný (galaxie a guľové hviezdokopy sa nepočítajú), bola práve supernova SN 1997ff typu Ia vzdialená viac ako 11 miliárd svetelných rokov (viac ako 100 yottametrov).

Na rozdiel od iných typov supernov, supernovy typu Ia možno spravidla nájsť vo všetkých typoch galaxií, vrátane eliptických. Nezdá sa, že by uprednostňovali nejakú oblasť dnešných hviezdnych formácií.

Podobnosť tvarov profilov jasnosti všetkých známych supernov typu Ia vedie k ich používaniu ako štandardných sviečok v extragalaktickej astronómii. Sú prakticky jediným nástrojom umožňujúcim meranie veľkých intergalaktických vzdialeností. V roku 1998 dali pozorovania supernov typu Ia neočakávaný výsledok – vyzerá to, že rozpínanie vesmíru sa zrýchľuje.

Typ Ib a Ic

Rané spektrá typov Ib a Ic neobsahujú čiary vodíka ani výraznú kremíkovú absorpciu blízko 615 nanometrov. Za udalosťami ako sú supernovy typu II stoja pravdepodobne masívne hviezdy, ktoré vyčerpali palivo vo svojich centrách; na rozdiel od nich pôvodcovia typov Ib a Ic stratili väčšinu svojich obálok následkom silných hviezdnych vetrov alebo interakciou so svojím sprievodcom. Uvažuje sa, že supernovy typu Ib sú výsledkom zrútenia Wolfových-Rayetových hviezd. Existujú isté dôkazy, že supernovy typu Ic môžu byť pôvodcovia niektorých typov gama zábleskov, aj keď sa zároveň usudzuje, že ich môže druhotne spôsobiť akákoľvek supernova v závislosti na geometrii explózie.

Typ II

Vyčerpanie paliva pre fúziu

Hviezdy oveľa hmotnejšie ako Slnko sa vyvíjajú o dosť zložitejšími spôsobmi ako naša hviezda. V jadre Slnka sa každú sekundu premení 589 miliónov ton vodíka na 584 miliónov ton hélia, rozdiel hmotnosti 4,3 miliónov ton je premenený na čistú energiu, ktorá je vyžiarená do priestoru. Hélium vyprodukované v jadre sa tu hromadí, dokiaľ sa teplota v jadre nezvýši na úroveň, ktorá dovolí fúziu hélia. Nakoniec sa vodík v jadre premenou na hélium a postupným rozriedením vznikajúcim héliovým „popolom“ vyčerpá, fúzia sa spomalí, gravitácia získa prevahu a začne jadro stláčať. Zmršťovanie jadra zvýši teplotu natoľko, že sa začne kratšia fáza fúzie hélia, ktorá bude hrať úlohu menej ako 10 % života hviezdy. Vo hviezdach menších ako 10 hmotností Slnka sa uhlík produkovaný fúziou hélia ďalej nespaľuje a hviezda sa potom postupne ochladzuje, tvorí sa degenerovaný elektrónový plyn a vzniká biely trpaslík. Bieli trpaslíci sa môžu neskôr stať supernovou typu I, ako to bolo popísané vyššie.

Ešte väčšie hviezdy majú gravitáciu dostatočne silnú na vytvorenie teplôt a tlakov umožňujúcich fúziu uhlíka v jadre potom, čo sa začne zmršťovať. Postupne ako sa v centre vytvárajú ťažšie a ťažšie atómové jadrá, jadrá týchto masívnych hviezd nadobúdajú vrstevnatú štruktúru podobnú cibuli. Vonkajšia vrstva obsahuje vodíkový plyn, pod ňou je vrstva vodíka spájajúceho sa fúziou do hélia, vrstva hélia, vrstva hélia spájajúceho sa fúziou do uhlíka, vrstva uhlíka a vrstva uhlíka meniaceho sa fúziou na ťažšie prvky. Tieto hviezdy prechádzajú postupnými štádiami vývoja, pri prechode medzi nimi sa jadro zmršťuje, až začne vytvárať atómové jadrá, ktorých fúzia bola predtým nemožná, a novouvoľňovaná energia opäť nastolí rovnováhu medzi tlakom plynu a gravitáciou. Aj v priebehu jedného štádia sa jasnosť hviezdy nepravidelne mení – každý nový zážih fúzie vytláča prvky z fúzujúceho jadra do toho, čo nazývame „hviezdna obálka,“ reakcia sa stlmí, dovolí gravitácii vtlačiť hmotu naspäť do aktívneho jadra a začať tak nový cyklus.

Limitujúcim faktorom v tomto procese je množstvo energie uvoľnenej fúziou, ktoré závisí na väzobnej energii v atómových jadrách. Každý následný krok produkuje postupne ťažšie a ťažšie prvky, ktoré sú stále tesnejšie zviazané silnou interakciou, čo znamená, že uvoľňujú pri fúzii menej energie, ako by uvoľňovali ľahšie jadrá.

Najtesnejšie väzby v celom atómovom jadre má železo, chemickou značkou Fe. Predstavuje „dno údolia nuklidov,“ ľahšie prvky uvoľňujú energiu pri fúzii a ťažšie pri štiepení. Keď sa v jadre hviezdy začne hromadiť železný „popol,“ gravitácia do aktívnej oblasti tlačí viac a viac hmoty, ktorá postupne prejde všetkými stupňami fúzie: vodík na hélium protón-protónovým cyklom, hélium na uhlík tri alfa reakciou, uhlík s héliom na kyslík, kyslík na neón, neón na horčík, horčík na kremík a kremík na železo.

Zrútenie jadra

Železné (Fe) jadro hviezdy je pod obrovským gravitačným tlakom a pretože tu už nie je ďalšia fúzia, nemôže ako zvyčajne vzdorovať tlakom plynu, a miesto toho nastupuje tlak elektrónovej degenerácie – odpor elektrónov proti stlačovaniu k iným elektrónom. Ak sa dosiahne Chandrasekharova medza, pri ktorej sa presiahne degeneračný tlak, železné jadro sa začne rúcať. Zmršťujúce sa jadro produkuje vysokoenergetické gama lúče, ktoré rozbíjajú niektoré železné jadra na 13 He a 4 neutróny, v procese známom ako fotodisociácia. Žiadna jadrová reakcia s jadrom železa však nemôže uvoľniť energiu; môže ju iba absorbovať. Aj keď reakcie v jadre milióny rokov vyžarovali energiu von a udržovali hviezdu v rovnováhe proti gravitácii, náhle začínajú naopak energiu pohlcovať, pomáhajú gravitácii, takže sa jadro, masívna štruktúra veľkosti Slnka, v zlomku sekundy zrúti.

Ako sa hustota zmršťujúceho sa jadra prudko zvyšuje, elektróny a protóny sú tlačené k sebe, dokiaľ ich elektrické priťahovanie neprekoná vzájomné vnútorné jadrové odpudzovanie. Pri tejto reakcii, obrátenom beta rozpade, je elektrón vtlačený do protónu, uvoľní sa neutríno a vznikne neutrón. Únik neutrína z jadra a odčerpávanie energie ďalej urýchľuje kolaps, následkom čoho trvá oddelenie hviezdneho jadra od vonkajších vrstiev a dosiahnutie hustoty atómového jadra iba milisekundy. Pri tejto hustote bráni ďalšiemu stlačovaniu vzájomný odpor neutrónov spôsobený ich kvantovými vlastnosťami (ide o fermióny podliehajúce vylučovaciemu princípu). V tomto okamihu je neutrónový degeneračný tlak dostatočný k vyrovnaniu gravitácie; jadro však v skutočnosti presiahne bod rovnováhy a podlieha nepatrnému pruženiu, vytvárajúc nárazové vlny, ktoré narážajú do kolabujúcich vonkajších vrstiev hviezdy. Ak je zárodok neutrónovej hviezdy, ktorý sa z jadra sformoval, dostatočne masívny, pokračuje v kolapse a skončí alebo priamo ako čierna diera alebo sa v závislosti na hmotnosti kolaps zastaví v niektorom z teóriou predpovedaných stabilných medzistavov. Takým prechodom môže byť hypotetická hyperónová hviezda, ktorej neutrónový plyn bol stlačením ďalej degenerovaný a neutróny vybudené do stavu hyperónov. Ak ani degeneračný tlak hyperónovej plazmy nie je schopný odolať gravitácii, môže sa kolaps zastaviť ešte v štádiu kvarkovej hviezdy skladajúcej sa z kvark-gluónovej plazmy. Kvarky sú opäť fermióny a vďaka Pauliho vylučovaciemu princípu by mali byť schopné vyrovnať gravitačný tlak vytvorením degenerovaného plynu podobne ako elektróny v prípade bielych trpaslíkov a neutróny v neutrónových hviezdach. Existencia kvarkových hviezd, však zatiaľ nebola dostatočne podložená pozorovaním.

Prenos energie kolapsu do explózie

Vieme, že fáza kolapsu jadra hviezdy je tak rýchla a energetická, že iba neutrína sú schopné ju v tej chvíli opustiť. Väčšina gravitačnej potenciálnej energie kolapsu je premenená na 10 sekundový záblesk neutrín, pri ktorom sa uvoľní 10⁴⁶ J. Časť tejto energie, asi 10⁴⁴ J je reabsorbovaná explodujúcou hviezdou. Energia pripadajúca na časticu v supernove je typicky desiatky až stovky MeV (1 až 150 pJ). Neutrína produkované supernovou boli skutočne pozorované v prípade supernovy 1987A a ubezpečili astronómov, že základný obraz kolapsu je v princípe správny. Niekoľko súbežne pracujúcich detektorov neutrín založilo SNEWS, systém varovania pred supernovami (Supernova Early Warning System), ktorý má zabezpečiť včasné upozornenie komunity astronómov na prichádzajúcu explóziu supernovy v našej Galaxii.

Energia častíc je pomerne malá, takže štandardný model časticovej fyziky sa zdá byť v zásade v poriadku, vyššie hustoty si však môžu vynútiť jeho korekcie. Pozemské urýchľovače sú schopné vytvoriť interakcie častíc, ktorých energia je oveľa vyššia, ako bola pozorovaná pri supernovách, tieto experimenty však zahŕňajú iba jednotlivé častice interagujúce s inými jednotlivými časticami, je preto možné, že pri vysokých hustotách vo vnútri supernovy vznikajú neočakávané efekty. Interakcie medzi neutrínami a inými časticami vo vnútri supernovy sú určované slabou interakciou, ktorej modelovanie je dobre zvládnuté. Oproti tomu interakcie medzi protónmi a neutrónmi sú ovplyvňované najmä silnou interakciou, pri ktorej sú výpočtové modely oveľa zložitejšie.

Hlavným nevyriešeným problémom supernov typu II je, že nerozumieme, ako záblesky neutrín prenášajú energiu na zvyšok hviezdy a vytvárajú nárazovú vlnu, spôsobujúcu jej explóziu. Z predchádzajúceho vyplýva, že na vznik explózie je nutné iba jedno percento vyžiarenej energie, ale objasniť jeho získanie sa ukazuje byť veľmi ťažké. V roku 1990 jeden z modelov vysvetľoval tento fakt o. i. mechanizmom zvrátenej konvekcie, kde predpokladal, že konvekcia, či už neutrín zvnútra, ako aj padajúcej hmoty zhora, dokončí proces deštrukcie pôvodnej hviezdy. Počas explózie sú zachytávaním neutrónov vytvárané prvky ťažšie ako železo a vďaka tlaku neutrín na okraje „neutrínosféry“ je okolitý priestor obohatený oblakmi plynu a prachu bohatšími na ťažšie prvky, ako bola hviezda, z ktorej pôvodne pochádzali.

Neutrínová fyzika, založená na štandardnom modeli, je na pochopenie tohto procesu kľúčová. Ďalšou rozhodujúcou oblasťou výskumov je magnetohydrodynamika plazmy (MHD), z ktorej je vytvorená umierajúca hviezda, jej správanie sa počas zmršťovania jadra, ako sa vytvára „nárazová vlna,“ kedy a ako sa „zastaví“ a znova načerpá energiu. Počítačové modely sú úspešné vo výpočtoch správania sa supernov typu II iba od chvíle, keď je nárazová vlna už vytvorená. Ak ignorujeme prvú sekundu explózie a predpokladáme, že explózia už začala, astrofyzici sú schopní detailne predpovedať prvky produkované supernovou a ich očakávanú svetelnú krivku.

Zvyšné jadro hviezdy sa môže v závislosti na svojej hmotnosti stať alebo neutrónovou hviezdou, čiernou dierou, prípadne aj doteraz iba hypotetickou hyperónovou alebo kvarkovou hviezdou, pretože však mechanizmu kolapsu supernovy rozumieme málo, hraničné hmotnosti nepoznáme.

Podtypy supernov typu II

Supernovy typu II možno ešte rozdeliť podľa tvaru ich svetelných kriviek na typy II-P a II-L. Typ II-P obsahuje vo svojej svetelnej krivke „plošinu“ (angl. plateau), zatiaľ čo II-L v nej má „lineárny“ pokles (angl. linear, lineárny v závislosti magnitúdy na čase, exponenciálny v závislosti jasnosti na čase). Predpokladá sa, že toto rozdielne správanie sa má pôvod v obálke týchto hviezd. Supernovy Typu II-P majú veľkú vodíkovú obálku, ktorá zachytí energiu vyslanú vo forme gama lúčov a pomaly ju uvoľňuje, zatiaľ čo pri type II-L sa predpokladajú oveľa menšie obálky premieňajúce menej gama žiarenia do viditeľného svetla.

Supernovy typu II je možné tiež ďalej rozdeliť podľa ich spektra. Kým väčšina supernov typu II sa vyznačuje veľmi širokými emisnými čiarami, čo znamená expanznú rýchlosť mnoho tisíc km/s, niektoré z nich majú relatívne úzke rysy, čo môže byť spôsobené interakciou obálky s medzihviezdnym materiálom; nazývame ich typ IIn, kde „n“ znamená „úzky“ (angl. narrow).

Pri niekoľkých supernovách, ako napríklad SN 1987K a 1993J, sa zdá, že zmenili typ: spočiatku vykazovali čiary vodíka, potom však, v priebehu týždňov či mesiacov, začali dominovať čiary hélia. Pre popis tejto kombinácie rysov typov II a Ib sa používa termín „typ IIb.“ Ide pravdepodobne o masívne hviezdy, ktoré stratili takmer celý, ale nie všetok vodíkový obal. Ako zvyšky supernovy expandujú, vodíková vrstva sa rýchlo stane opticky priesvitnou a odhalí hlbšie vrstvy.

Existujú špekulácie, že niektoré výnimočne veľké hviezdy môžu miesto toho pred svojím zánikom vytvoriť „hypernovu.“ V navrhnutom mechanizme hypernovy sa jadro extrémne masívnej hviezdy zrúti priamo do čiernej diery a dva extrémne energetické výtrysky plazmy sú vymrštené takmer svetelnou rýchlosťou z pólov jej rotácie. Tieto výtrysky emitujú intenzívne gama lúče a patria medzi niekoľko kandidátov na vysvetlenie gama zábleskov.

Pomenovanie supernov

Objavy supernov sú oznamované na Centrálu astronomických telegramov Medzinárodnej astronomickej únie, ktorá vydá obežník s prideleným názvom. Názov sa skladá z roku objavu a jedno alebo dvojpísmenového označenia. Prvých 26 supernov v roku dostáva písmena od A po Z. Potom sa začína s AA, AB, atď.

Významné supernovy

Krabia hmlovina je expandujúci oblak plynu vytvorený supernovou z roku 1054.

Je potrebné si uvedomiť, že roky tu uvedené predstavujú okamih prvého pozorovania na Zemi. Udalosť samotná nastala vo vzdialenostiach stoviek alebo tisícok svetelných rokov od Zeme a tomu zodpovedá doba, ktorú muselo svetlo na prekonanie tejto vzdialenosti prejsť.

• 1006 – SN 1006 – extrémne jasná supernova; záznamy dokladajú pozorovania v Egypte, Iraku, Taliansku, Švajčiarsku, Číne, Japonsku a pravdepodobne aj vo Francúzsku a Sýrii.
• 1054 – SN 1054 – začiatok formovania Krabej hmloviny, zaznamenaný čínskymi astronómami a možno aj pôvodnými obyvateľmi Ameriky.
• 1181 – SN 1181 – zaznamenaná čínskymi a japonskými astronómami, supernova v Kasiopeji, jej pozostatkom je pravdepodobne divná hviezda 3C 58.
• 1572 – SN 1572 – supernova v Kasiopeji, pozorovaná Tychom Brahem, ktorého kniha De Nova Stella dala podobným objektom názov „nova“.
• 1604 – SN 1604 – supernova v Hadonosovi, pozorovaná Johannesom Keplerom; posledná supernova pozorovaná v Mliečnej ceste.
• 1885 – S Andromeda v galaxii Andromeda, objavená Ernstom Hartwigom.
• 1987 – Supernova 1987A vo Veľkom Magelanovom mračne, bola pozorovaná hodinu po hodine od svojho začiatku, predstavovala prvú možnosť otestovania moderných teórií formovania supernov.
• Cassiopeia A – supernova v Kasiopeji, nepozorovaná zo Zeme, odhaduje sa však, že je ~300 rokov stará. Je to najjasnejší zvyšok supernovy v rádiovom obore.

Supernovu v roku 1604 použil Galileo ako dôkaz neplatnosti aristotelovskej dogmy o nemennosti nebies.

Supernovy po sebe často nechávajú zvyšky; štúdiom týchto objektov získavame o nich ďalšie vedomosti.

Pozri aj

Energetickú bilanciu výbuchu supernovy prekonáva iba málo javov vo vesmíre

• kvazar
• hypernova
• gama záblesky

Externé odkazy

Astronomický portál Hviezdny portál

• Zoznam supernov (po anglicky)
• SNEWS, systém varovania pred supernovami (po anglicky)
• Zvukové vlny rozmetajú supernovu článok o prielome v modelovaní supernov na servere OSEL.CZ (po česky)
• Vedecký článok o mechanizme explózie supernov Typu Ia (po anglicky)
• Vedecký článok o spojení neutrín a supernov (po anglicky)