6. dubna 2007 odhalil automatický vyhledávací systém, operující v rámci americko – francouzského projektu Nearby Supernova Factory neobyčejně zářivou a mimořádně dlouho trvající supernovu, která získala označení SN 2007bi. Astronomové předpokládají, že jde o ukázku, jak v raném vesmíru zanikaly supermasivní hvězdy první generace, tvořené téměř výlučně vodíkem a heliem. Supernova 2007bi zazářila v jedné z trpasličích galaxií, vzdálené asi 1,6 miliardy světelných let. Jádro původní hvězdy mělo podle výpočtů stonásobek hmotnosti našeho Slunce a tak astronomové odhadují, že celá hvězda byla 200 krát hmotnější než ta naše „tuctová“. Takové obry z naší Mléčné dráhy neznáme a i pozorovaní hvězdní veleobři dosahují „jenom“ několika desetinásobků hmotnosti Slunce.

Zvětšit obrázek

Takto supernovu 2007bi viděl 2,5 metrový dalekohled Sloanova digitálního průzkumu oblohy (Sloan Digital Sky Survey). Mlhavé nic na ještě mlhavějším flíčku bezejmenné trpasličí galaxie. Před 1,6 miliardy let v ní vybuchla gigantická hvězda. Světlo nám poselství přineslo před 32 měsíci.
Kredit: SDSS

Ale předpokládá se, že hvězdy vznikající v raném vesmíru – hvězdy první generace tak obrovské byly. Původní hvězda, která jako SN 2007bi vybuchla, je připomínala nejen hmotností, ale i svým složením – vznikla převážně z vodíku a helia a obsah těžších prvků byl nižší, než například v mladém Slunci. Jejím hnízdem byla trpasličí galaxie, která je – na rozdíl od hvězdy – výrazně menší, než jsou současné „běžné“ galaxie. V naší Mléčné dráze svítí asi 200 až 400 miliard hvězd, v galaxii v Andromedě je jich podle odhadů přes bilion. Ale trpasličí galaxie, které nejsou zřídkavé, jen jsou malé a méně zářivé, tvoří „jenom“ několik miliard hvězd. Dosud patřily spíš k okrajovým cílům astronomických pozorování, i když v mnohém připomínají první galaxie a představují vhodné modely pro výzkum vývoje vesmíru. Teď se ale situace nepochybně změní, nejen díky citlivějším kamerám se stále se zdokonalující elektronikou, ale zejména díky předpokladu, že by se v nich mohlo nacházet více velmi hmotných kandidátů na supernovu s takzvanou párovou nestabilitou, jakou byla právě supernova 2007bi.

Párová nestabilita urychluje zánik supermasivních hvězd 

Na otázku, co zůstane po explozi vskutku „hypermasivní“ hvězdy, by před odpovědí „černá díra“ asi zaváhal jen málokdo. Pro jistý rozsah hmotností však teorie přiřkla hvězdám jiný osud: Ve hvězdný prach se obrátíš. Ve fázi jejich agonie souboj mezi gravitací a tlakem záření končí knockoutem gravitační přitažlivosti a tlak záření rozdrtí i hvězdné jádro.

Když je hvězda asi 140 až 250 krát hmotnější než Slunce, její život je krátký a zánik velmi dramatický. Probíhající jaderná fúze proměňuje v jejím jádře vodík a helium na kyslík. Jako klesá množství „paliva“ pro termojaderné reakce, odstředivý tlak záření postupně slábne, silná gravitace pak hvězdu úměrně k tomu stlačuje. Tím v jádře hvězdy roste teplota, tedy i energie emitovaného elektromagnetického záření. Při dostatečně velké teplotě se dostane do oblasti záření gama. A pokud přesáhne hodnota energie jednotlivých fotonů tohoto záření jistou mez (rovnající se dvounásobku klidové energie elektronu, tedy 2x 511 keV), fotony začnou interagovat s hmotou (s elektrickými poli jádra) a výsledkem je vznik elektron – pozitron párů. Energie původních fotonů se tak transformuje do hmotnosti částic a do jejich kinetické energie. Proto se tento typ supernovy označuje jako supernova s párovou nestabilitou. Tvorba hmotných částic na úkor světelných kvant však celý kolaps ještě urychlí, protože tlak gama záření se tím sníží. Gravitace to pak bere útokem a hvězdu stále více stlačuje. Tlak a teplota v jádře narostou natolik, že o překot začnou probíhat fúzní reakce, při kterých vznikají těžší prvky. Podobně jako u „klasické“ supernovy. Jenomže v případě hvězdy s tak obrovskou hmotností jsou i tyto děje extrémní – fúzní reakce se rozběhnou s takovou razancí, že tlak jejich záření nerozmetá jenom vnější vrstvy hvězdy, jak to známe, ale i samotné jádro. Nezůstane ani černá díra, ani neutronová hvězda, nebo bílý trpaslík, v jakého se jednou promění naše, 200 krát „lehčí“ Slunce.

Zvětšit obrázek

Schematické znázornění materiálu vyvrženého ze supernovy 2009bi.V centrální části (bílá) je hodně radioaktivního niklu, který se rozpadá na kobalt, přičemž emituje gama paprsky a pozitrony. Ty excitují atomy ve vzdálenejších vrstvách (žlutá textura), které obsahují hodně těžkých prvků, jako je železo. Vnější vrstvy (tmavé) se skládají z lehkých prvků, jako jsou kyslík a uhlík a kde se musí nacházet všechno helium. Tato tmavá oblast nepřispívá k složce viditelného spektra.
Kredit: Berkeley Lab

Při fúzních reakcích v takové extrémní supernově vzniká i mnoho radioaktivních izotopů těžkých prvků, které pak s jinými atomy tvoří součást prachoplynného, rychle se rozpínajícího oblaku. Teorie, potvrzená pozorováním supernovy 2007bi předpokládá fúzi obrovského množství radioaktivního niklu ⁵⁶Ni - odhady na základě reálných měření uvádějí 3 až 5 hmotností našeho Slunce. Tento izotop se s poločasem rozpadu 6,1 dne rozpadá na kobalt ⁵⁶Co a ten dál s poločasem rozpadu 77 dnů na stabilní železo ⁵⁶Fe.

Radioaktivní záření pak po dlouhou dobu ionizuje okolní atomy a rozzařuje celý oblak. Díky těmto procesům astronomové pozorovali pomalu pohasínající supernovu 2007bi celý rok a půl od objevu. Právě světelné křivky s netypicky dlouhým zjasňováním a zejména extrémně dlouhým velmi pozvolným pohasínáním svítivosti SN 2007bi jsou také důkazem, že jde o zřídkavou supernovu s párovou nestabilitou.

Po stopách objevu

Supernovu 2007bi 6. dubna 2007 zaregistroval Oschinův 1,2 metrový dalekohled, který CALTECH před šedesáti lety vybudoval v kalifornském pohoří Palomar. V době objevu již bylo přes týden po největším ohňostroji. Prvé spektrum, získané automatickým vyhledávacím systémem bylo netypické a vzbudilo okamžitý zájem a aktivitu astronomů Kalifornské university v Berkeley. Záhy získali i přesnější spektra z větších teleskopů – z desetimetrového Keck 1 a z čilského interferometru Very Large Telescope (VLT). Pak se spolu s izraelským týmem, vedeným Avishay Gal-Yamem z Weizmannova vědeckého institutu pustili do systematických pozorování po celou dobu pohasínání supernovy. 

Kromě spekter je pro poznání supernovy důležitá i světelná křivka – časový průběh vzestupu i poklesu jasnosti. Přestože SN 2007bi byla odhalena trochu později po dosáhnutí své největší jasnosti, v CALTECHu se nevzdali a zalovili v starších měřeních z jiných celooblohových přehlídek i dalších průzkumů. Našli záznamy, které poskytly informace o SN 2007bi před její maximální fází a umožnily vypočítat vzestupnou část světelné křivky. I tato doba rozsvěcování byla neobvykle dlouhá - až 70 dnů. A to je další důkaz pro typ supernovy s párovou nestabilitou. 

I když to tak media prezentují, SN 2007bi pravděpodobně není první svého druhu. 18. srpna 2006 byla v 238 miliónů světelných let vzdálené galaxii NGC 1260, v souhvězdí Perseus pozorována supernova 2006gy. Zářivostí stonásobně převyšovala „běžné“ supernovy a také se 70 dnů postupně zjasňovala, než dosáhla svého maxima, kdy svítila desetkrát více, než celá její domovská galaxie a 50 miliard krát více než Slunce. Předpokládá se, že SN 2006gy také patřila mezi supernovy s párovou nestabilitou. Do úvahy přichází i SN 2005ap, objevena 3. března 2005 ve vzdálenosti 4,7 miliardy světelných let.

Výzkum vybuchujících „hypermasivních“ hvězd je bezesporu zajímavý. Jsou to gigantické výhně, kde se kují těžké prvky, které jsou pak beze zbytku rozmetány do vesmírného prostoru a představují základ pro vznik planetárních soustav i možného života v nich. Je velmi pravděpodobné, že mnohé ze supernov, které se zažínaly v raném vesmíru, byly díky párové nestabilitě úplně rozmetány a umožnily tak zatím netuctovým tvorům na tuctové planetě, u tuctové hvězdy, v tuctové galaxii luštit tajemství vesmíru.

Animace výbuchu supernovy, kterou v roce 1054 pozorovali Číňané po dobu 23 dnů a viditelná byla i přes den. Dnes je na jejím místě rychle rotující neutronová hvězda (pulsar) a obrovský, rozpínající se plyno-prachový oblak hmoty – Krabí mlhovina, která kdysi tvořila vnější vrstvy původní hvězdy. Tento typ supernov je určený pro hvězdy, které jsou jenom 1,4 až 2,1 krát hmotnější, než Slunce.

Zdroje: Nature News, Lawrence Berkeley National Laboratory News Center , Science News
Wikipedia