Vědcům se poprvé podařilo pozorovat konec života rudého veleobra. Účastnil se toho Pan-STARRS a Keckův teleskop na Havaji a tým vedený Wynnem Jacobsonem-Galánem. (délka 5 min.)
Supernova typu II
Osudem velice hmotných hvězd je exploze, které vědci říkají „supernova II. typu“. Díky velkému množství hmoty a tím i silnějšímu gravitačnímu kolapsu jsou teploty, kterých dosáhnou ve svých jádrech, dostatečné k zažehnutí veškerých fyzikálně možných termonukleárních reakcí, včetně těch, při kterých vzniká železo.
Vývoj těchto hvězd se zpočátku neliší od procesů v jejich lehčích kolegyních. Nezastaví se ale ve stadiu uhlíkového jádra. Zhruba sto let před mohutnou explozí supernovy, začne jádro hvězdy při teplotách 500 000 000 – 800 000 000 K spalovat uhlík na křemík. Předchozí termonukleární reakce přitom pořád ještě probíhají v různých vrstvách v obalech hvězdy.
S přibývající teplotou v jádru se začínají syntetizovat i molekuly neonu a kyslíku.
Během posledního dne své existence začne hvězda ve svém jádře tvořit izotopy železa, niklu a kobaltu. Syntéza dalších, ještě těžších prvků už není provázena uvolněním energie, proto celý proces v tomto bodě končí.
Hvězda ve svém nitru během posledního dne utvořila železo-niklovou plazmovou kouli, která má teplotu 5 000 000 000 – 10 000 000 000 K. Její kolaps, ke kterému dojde při definitivním vyčerpání paliva je velice intenzivní. Během zlomku vteřiny se smrští na setinu své původní velikosti a v jádru vzniká neutronová hvězda. Hmota je tu natolik hustá, že v ní nemohou existovat volné protony a elektrony. Elektrony se vklíní do protonů a vytvoří neutron, částici, která je jinak ve volném stavu nestabilní a rozpadá se zhruba po 880 sekundách.
Tuto „neutronizaci“ doprovází vznik neutrin, lehkých částic, které se podařilo prokázat až v roce 1987. Vzhledem k tomu, že neutrina téměř nereagují s ostatní hmotou, opouštějí hvězdu a odnášejí s sebou 99 % energie. Pro srovnání – uvolní se jí zhruba 100 krát víc, než vyprodukuje Slunce během celého svého života.
Zbylé jedno procento energie vyvolá ve zbytku hvězdy různé procesy, například vznik izotopů zlata, olova nebo uranu, prvků, kterými později supernova obohatí okolní vesmír. Vlna energie se prodírá k povrchu nově vzniklé neutronové hvězdy. Trvá jí asi hodinu, než ho dosáhne. Zvýší pak teplotu povrchu hvězdy z několika desítek tisíc na milion stupňů. Během následujících 100 dní stoupá její svítivost například na 1 000 000 000 násobek Slunce. Hvězda expanduje rychlostí 20 000 km/s a vytvoří efektní jev, mlhovinu.
V centru této mlhoviny pak zůstává jako svědek procesů, které v ní proběhly, jen neutronové jádro, které zkolabovalo do velikosti několika kilometrů až několika desítek kilometrů.
První pozorovaná supernova typu II a překvapení, které přinesla
Vědcům se nyní poprvé podařilo zachytit tyto procesy pomocí teleskopů - v reálném čase. Sledovali posledních 130 dní života vzdáleného nebeského tělesa až do vizuálně ohromujícího konce. Astronomové svá pozorování zveřejnili v odborném časopisu Astrophysical Journal v lednu letošního roku.
Kolabující hvězda je od naší Země vzdálená 120 milionů světelných roků a nachází se v galaxii NGC 5731. Byla kdysi desetkrát hmotnější než naše Slunce a před svou explozí patřila do hvězdné třídy červených veleobrů.
Ještě než explodovala, postarala se tato vzdálená hvězda ovšem o překvapení. Doposud se předpokládalo, že se podobné hvězdy krátce před svým koncem chovají relativně klidně. Domnívali jsme se, že u nich nedochází k prudkým erupcím nebo významným emisím fotonů (nárůstu svítivosti).
Když však astronomové sledovali tuto supernovu v reálném čase, dozvěděli se, že hvězda nejprve vyvrhla značné množství horkého plynu, než konečně explodovala jako supernova typu II.
Posledních 130 dní zanikající hvězdy
Teleskop Pan-STARRS poprvé objevil zmiňovanou hmotnou hvězdu na prahu zániku v létě 2020. O několik měsíců později, 6. září, pak oblohu na stejném místě rozzářila supernova. Vědci byli schopni detekovat silný záblesk světla a pomocí spektrometru na Keckově observatoři zaznamenat spektrum energetické exploze, kterou tým pojmenoval Supernova 2020tlf (SN 2020tlf). Dostali tak přímý důkaz existence hustého okolního hvězdného materiálu, který obklopoval hvězdu v době exploze. Pravděpodobně se jednalo o stejný plyn, který sonda Pan-STARRS zachytila v oblasti veleobra už v létě.
Na základě pozorování se podařilo určit, že byl povrch obří hvězdy před zánikem horký asi 5000 kelvinů a hvězda měla zhruba 1500 krát větší poloměr než naše Slunce.
Vědci nyní vyvíjejí teorie, které by mohly vysvětlit nečekanou aktivitu umírající hvězdy. Nejspíš byla způsobena změnami ve vnitřní struktuře. Spekuluje se o silném přílivu energie do hvězdných obalů - který mohly způsobit například gravitační vlny, vyvolané fúzí neonu a kyslíku nebo jaderný záblesk při spalování křemíku. Snad se podaří tyto hypotézy prokázat…
