Nejvýznamnější supernova všech dob byla obrovskou kolizí dvou hvězd

Vědci ji původně považovali za hvězdnou krádež. Ve skutečnosti byla spíše hvězdnou nehodou. Supernova, kterou pozoroval v roce 1572 Tycho Brahe – a to, co jí předcházelo. (délka blogu 8 min.)

Astronom Tycho Brahe se narodil v roce 1546 v Dánsku. Zemřel v Čechách v roce 1601. Celý svůj život tedy prožil v době, kdy ještě neexistovaly optické teleskopy.

Přesto se stal díky své píli a přesnosti pozorování vzorem pro všechny další generace vědců. Jeho metodika, která se zakládala na stále přesnějších měřeních a neustálé kontrole výsledků je základem vědeckých pozorování i v dnešní moderně vědě.  

Supernova SN 1572

Svůj nejspíš neznámější objev učinil v roce 1572. Při pozorování noční oblohy objevil v souhvězdí Kassiopeii novou hvězdu, která zářila skoro tak jasně jako Venuše. Ta je na nebi nepřehlédnutelná, nový objev tedy vyvolal celkem velký rozruch a neušel pozornosti ostatních učenců. Nová hvězda se vyznačovala tím, že se nepohybovala oproti hvězdnému pozadí. Podle tehdejší platné teorie tedy musela patřit do tzv. sféry stálic. Jak už ale říká jméno – stálicí být nemohla, byla totiž nová. Právě tyto úvahy odstartovaly řadu spekulací, které později přivedly jiné astronomy k vyslovení (pro církev) kacířské myšlenky: Není to Slunce, kdo obíhá kolem Země, je tomu právě naopak.

Proč vybuchují supernovy?

Výbuch supernovy je drastickou záležitostí. Je to vlastně hra, kterou spolu hrají hvězdná dvojčata s nestejnou hmotností jednotlivých složek (hvězd). Hmotnější hvězda se vyvíjí rychleji a dojde proto také rychleji než její menší družka do stadia, kdy spotřebovala svoje zásoby vodíku. Dalším vývojem se z ní může stát tzv. bílý trpaslík. Hmota bílého trpaslíka se díky své enormní hustotě nachází ve stavu, kterému říkáme degenerovaný plyn. Jeho reakce už neodpovídají běžným očekáváním.

Menší hvězda se vyvíjí díky své malé hmotnosti pomaleji a disponuje proto zatím ještě dostatečnou zásobou plynného paliva. Pokud je těžší hvězda dostatečně blízko, může se stát, že si začne přitahovat z obalu své méně hmotné sestry její zásoby plynu. Přenos hmoty směrem k bílému trpaslíku musí jen probíhat dostatečně rychle a množství hmoty musí být dostatečně velké (odpovídající zhruba hmotnosti Země během deseti let).

Směs vodíku a helia z plynných obalů hvězdné sousedky se (u speciální supernovy, kterou označujeme jako typ 1a) ukládá přímo na povrchu bílého trpaslíka. V této nově vzniklé vrstvě plynu pak probíhá transformace vodíku na helium, zároveň s dalším stupněm termonukleární reakce – přeměnou helia na uhlík. Množství uhlíku ve hvězdě roste. Když dosáhne kritického množství, zažehne se dokonce fúze samotného uhlíku.

Následné reakce už neprobíhají spořádaně, jak by tomu bylo v normálním hvězdném jádru. Překotně vznikají prvky těžší než uhlík a uvolňuje se více a více energie. Její množství postačuje k tomu, aby rozmetala do okolí veškerou hmotu původního bílého trpaslíka i jeho hvězdy-dvojčete. Rozlétne se do okolí rychlostí kolem 1000 km/s, aby vytvořila hvězdnou mlhovinu, jejíž krásu později budou obdivovat pozemští astronomové. 
Svítivost hvězdy stoupne na 10 000 000 000 násobek našeho Slunce.  Vzhledem k tomu, že je kritická hmotnost bílého trpaslíka s degenerovaným uhlíkovým jádrem konstantní, jsou procesy, probíhající při explozi podobných hvězd všude ve vesmíru stejné. Supernovy 1. typu se proto dají použít jako vesmírný „standardní metr“. Porovnáním jejich svítivosti a vlastností astronomové určují vzdálenosti galaxií.

Existují ještě i jiné druhy supernov, které vznikají jinými procesy – hvězda, kterou pozoroval Tycho Brahe byla považována za výše zmíněnou supernovou typu 1a. Až donedávna…

Tycho Brahe pozoroval kolizi dvou hvězd

Týmy vědců z Monash University, univerzit v Towsonu a Pittsburghu a německého Max-Planck-Institutu prozkoumali zbytky dávné supernovy, které dnes vidíme na obloze jako planetární mlhovinu v souhvězdí Kassiopeii. Došli k názoru, že tato konkrétní supernova vznikla jiným způsobem – srážkou hned dvou bílých trpaslíků.

Z dnešního stavu okolí bývalé supernovy se dají odvodit procesy, které se podílely na jejím vzniku. bílý trpaslík, který si právě vypůjčuje hmotu svého hvězdného průvodce, se stává automaticky zdrojem UV- a rentgenového záření. Toto záření ionizuje plyn v jeho okolí. Podle výpočtů se plyn nachází v ionizovaném stavu ještě 300 světelných roků od centra, tedy bílého trpaslíka. Poté, co hvězda vybuchla jako supernova, zdroj silného záření logicky zmizí. Okolní plyn se ovšem nevrátí do původního stavu okamžitě – trvá mu to zhruba 100 000 let. Stačí tedy zjistit, kde se v okolí bývalé supernovy nachází neutrální plyn a kolik ho je.

Dnešní planetární mlhovina, která se nachází na místě, kde kdysi vybuchla supernova Tycho Brahe, expanduje do neutrálního plynu, jak se zjistilo pomocí moderních teleskopů. Můžeme tedy vyloučit, že zdrojem supernovy byl jev, který vytvořil velké množství UV- a rentgenového záření – a tedy i ionizovaného plynu, ten by totiž musel existovat dodnes.

Namísto toho se stává pravděpodobným úplně jiný scénář. Hlavní roli v něm hrají hned dva bílí trpaslíci, kteří obíhají kolem společného těžiště. Přitom vyzařují gravitační vlny. Úbytek energie se projevuje neúprosným neustálým přibližováním obou těles. Jejich vzájemný tanec končí kolizí a výbuchem supernovy.