Kredit: NASA/CXC/NCSU/S.Reynolds et al
Nový pohled na pozůstatky vybuchlé hvězdy (supernovy) v různých vlnových délkách rentgenového záření (10 až 0,001 nm) pomáhá astronomům řešit dlouholetý problém oblaku odhozeného při explozi, pochopení závěrečných stádií života hvězd a důsledky pro měření expanze (rozpínavosti) vesmíru.
Kredit: X-ray: NASA/CXC/NCSU/S.Reynolds et al; Optical: DSS
Před 400 let si lidé (včetně Johanna Keplera) všimli, že se na noční obloze objevil velmi jasný nový objekt - hvězda. Zpočátku byl jasnější než Jupiter a během následujících týdnů pomalu slábl. V listopadu 1604 se ztratila ve slunečním světle, Kepler ji opět nalezl v lednu následujícího roku a zcela přestala být viditelná až v březnu 1606 (po 18 měsících).
V té době ještě „neexistoval“ dalekohled. Přesněji řečeno, první oficiální zmínka o dalekohledu je z roku 1608, kdy si ho holandský optik Hans Lippershey v Haagu nechal patentovat (2. října 1608). V astronomii ho začal používat Galileo Galilei (1609 – 1610). Proto k pozorování nové hvězdy v souhvězdí Hadonoše (Ophiuchus, Oph) museli všichni používat pouze svůj zrak Dnes víme, že šlo o výbuch supernovy ve vzdálenosti 13 000 sv.l. od Země (9. října 1604). V astronomii jej známe pod označením „Keplerova hvězda“ - později „Keplerova supernova“ (SN 1604). Je to poslední pozorovaný výbuch supernovy v naší Galaxii (Tycho Brahe podobný výbuch zaznamenal v roce 1572 v souhvězdí Kassiopea - SN 1572). „Nová“ hvězda sice zbourala středověké představy o neměnnosti nebes, ale vysvětlit tento jev – hvězdnou explozi – se vědcům podařilo až v druhé polovině minulého století.
Poslední data z Chandry otevírají novou etapu pochopení objektu, který nyní známe jako pozůstatky Keplerovy supernovy. Kombinací téměř devítidenního pozorování rentgenové družice Chandra astronomové sestavili rentgenový snímek, na němž lze rozeznat nebývalé podrobnosti.
Přestože během minulých 30 let astronomové intenzivně studovali Keplerovu supernovu radiovými, optickými a rentgenovými dalekohledy (pozemskými i kosmickými), stále existuje mnoho nezodpovězených otázek (možná čím dál tím víc). Část astronomů se domnívá, že šlo o bílého trpaslíka, který „tloustl“, protože na jeho povrch přitékal materiál ze sousední hvězdy, až nakonec vybuchl. Podle jiných šlo o osamocenou hvězdu (nejméně 10krát hmotnější než Slunce).
Na jedné straně přítomnost velkého množství železa a to, že při pozorování nebyla zjištěna neutronová hvězda, ukazuje, že se jedná o supernovu typu Ia.
Video: Keplerova supernova z Chandry (různé vlnové délky). Kredit: X-ray: NASA/CXC/NCSU/S.Reynolds et al; Optical: DSS
Supernova typu Ia je závěrečné stádium vývoje těsné dvojhvězdy, která je tvořena bílým trpaslíkem a další hvězdou většinou rudým obrem. Dochází k přenosu látky k bílému trpaslíku dokud nepřekročení tzv. Chandrasekharovu mez (1,4 hmotností Slunce), pak se zhroutí do neutronové hvězdy. Díky uvolněné energie vznikne rázová vlna a také se extrémně zvýší jasnost. Ze všech známých typů supernovy Ia uvolňují největší množství energie. Supernovy typu Ia mají charakteristickou světelnou křivku (závislost jasnosti na čase), proto jsou používány jako „standardní svíčky“ pro měření vzdáleností ve vesmíru.
Video: srovnání zbytků Keplerovy supernovy se 3 typy zbytků supernovo Ia (DEM L238, Tycho a SN 1006). Hvězdy zodpovědné za supernovy Kepler a DEM L238 byly mnohem mladší než zbývající. DEM L238 jsou zbytky supernovy ve Velkém Magellanovu mračnu (LMC). Kredit: Rentgen: NASA/CXC/NCSU/S.Reynolds a kolektiv; Optický: DSS
Na straně druhé rozpínající se zbytky supernovy, pozorované ve viditelném světle, jsou velmi husté a bohaté na dusík. To spíše odpovídá supernovám typu II, které vznikají zhroucením jediné velmi hmotné hvězdy. Mezihvězdný oblak – zbytek supernovy u typu Ia takto normálně nevypadá.
Supernova typu II je závěrečné stádium vývoje velmi hmotných hvězd. Tyto hvězdy procházejí postupnými stadii vývoje, při nichž se energie uvolňuje v cyklech. I v průběhu jednoho stadia se jasnost může měnit. Každý krok produkuje postupně těžší a těžší prvky. Hvězdy menších než 10 hmotností Slunce končí jako bílí trpaslíci, kteří se později mohou stát supernovou typu I. Hmotnější hvězdy projdou všemi stupni: vodík na hélium (p-p cyklus), hélium na uhlík (3 alfa proces), uhlík s héliem na kyslík, kyslík na neon, neon na hořčík, hořčík na křemík a křemík na železo. Pak se začne v jádře hvězdy začne hromadit „železný popel“. Hvězdy větší než 10 hmotností Slunce končí jako neutronové hvězdy, větší než 25 hmotností Slunce jako černé díry. Zbytek je odhozen do okolního prostoru jako zbytek supernovy (např. Keplerova supernova).
Tým astronomů pod vedením Stephena Reynoldse (North Carolina State University, Raleigh, N.C) na základě vzájemného porovnání množství atomů kyslíku a železa určil, že Keplerova supernova je typu Ia. Použili data z přístrojů na Chandře.
Řešení „identity“ Keplerovy supernovy hledal Reynoldsův tým ve vysvětlení hustého materiálu v pozorovaných pozůstatcích. Keplerova supernova by také mohla být ukázkou relativně vzácné „okamžité“ exploze typu Ia, která se vyskytovala u masivnějších hvězdných předků z doby jen asi 100 miliónů po začátku vznikání hvězd (spíše než několik miliard let).
Pokud je to tento případ, Keplerova supernova by mohla pomoci astronomům učit více o všech typech supernov Ia. Také způsob a okamžik, kdy při explozi hmotných hvězd dojde k odlišení se od jejich běžných blízkých příbuzných (méně hmotných hvězd). Tato informace je základem pro zlepšení spolehlivosti použití supernov Ia jako "standardních svíček" pro kosmologické studium temné energie, stejně pro pochopení jejich úlohu jako zdroje většiny železa ve vesmíru.
Nový složený rentgenový snímek zbytků Keplerovy supernovy byl pořízen americkou rentgenovou kosmickou observatoří Chandra (NASA) na různých vlnových délkách rentgenového záření (10-8 až 10-12 m):
červená - materiál kolem hvězdy, v němž převažuje kyslíkem, který byl zahřátý tlakovou vlnou při výbuchu hvězdy (nízkoenergetické rentgenové záření – měkké)
žlutá - většinou železo, který vzniklo v supernově (rentgenové záření - mírně vyšší energie)
zelená - další prvky, které vznikly při explozi (středně energetické rentgenové záření)
modrá barva - čelo rázové vlny vytvořené při výbuchu hvězdy (vysokoenergetické rentgenové záření – tvrdé)
Zdroje:
Science Daily
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/kepler/
Diskuze:
