O tom, že vesmír i u tak poměrně dobře známých objektů, jakými jsou supernovy, dokáže nabourat naše představy a teorie se poslední dobou psalo několikrát (Nestandardní standardní svíčka, Když se srazí dva trpaslíci, Super supernova porušila pravidla...). Některé gigantické kosmické exploze umírajících hvězd narušují náš dlouho budovaný systém kategorizace a předvádějí divadlo podle nepředvídatelného scénáře. Nejnovější číslo časopisu Nature zveřejňuje dva články na toto téma.
V prvním z nich 28členný, převážně americko-izraelský tým přináší výsledky pozorování netypické supernovy SN 2005E a hledání vysvětlení mechanizmů jejího vzniku pomocí počítačových modelů.
Kontruje jim další, „jenom“ 9členný mezinárodní tým, vedený japonskými astronomy. Ten ve své práci, na základě pozorování podobné supernovy SN 2005cz, navrhuje jiné vysvětlení pro SN 2005E než početnější „konkurence“.
Supernovy vznikají dvěma základními procesy. Nejzářivější drama předvede velmi hmotná, krátce žijící hvězda po proměně velké části vodíku na helium. Její jádro se začne pod náporem gravitace hroutit do sebe, protože protitlak záření již není schopný udržet rovnovážný stav. Obrovský nárůst tlaku a tedy i teploty ve vnitřních vrstvách vyvolá fúzní reakce prvků těžších než je vodík a uvolněné gigantické množství energie nakonec rozmetá do okolí vnější část hvězdy o hmotnosti několika Sluncí. Zbylé jádro pak zkolabuje do podoby neutronové hvězdy, nebo černé díry. To je základní mechanizmus vzniku supernov typu Ib, Ic, a typu II. Protože jejich obrovští hvězdní původci žijí příliš intenzivně a krátce, jde o exploze vázané spíše k mladým populacím hvězd.
Pak je známý typ supernov Ia. U něj je zdrojem exploze bílý trpaslík, chladnoucí, převážně kyslíko-uhlíkový pozůstatek po standardní, Slunci podobné hvězdě. Když je gravitačně poután v binární soustavě s velkou aktivní hvězdou, dokáže z jejích vnějších vrstev svou silnou gravitaci krást masy plynu. Tím nabývá na hmotnosti, až dosáhne kritickou Chandrasekharovu mez (asi 1,4 hmotností Slunce), kdy tlak a teplota vzrostou natolik, že také zažehnou fúzní reakce a rozmetají celého nenasytného trpaslíka. Zůstává obrovský rozpínající se oblak hvězdného popela – atomů těžších prvků. Typickými jsou křemík a prvky ze skupiny železa. Supernovy Ia se vyskytují jak v mladších, tak i v starších hvězdných seskupeních.
V lednu 2005 ale astronomové objevili v souhvězdí Velryby, na okraji spirální galaxie NGC 1032, poměrně slabou, asi 110 milionů světelných let vzdálenou supernovu. Podle pravidel získala označení SN 2005E. Nenacházela se v oblasti výskytu mladých hvězd, které jsou navíc ve vyvinutých spirálních galaxiích i tak zřídkavé. Právě naopak – sídlila až 750 tisíc světelných let daleko od středu své galaxie, v jejím galaktickém halo. To by nasvědčovalo, že nejde o mladší hmotnou hvězdu v agonii svého krátkého hektického života, ale o supernovu Ia – o explodující pozůstatek staré vyhaslé hvězdy, která měla dost času se přesunout daleko od svého rodiště.
Jenže emisní spektrum tomuto „šuplíku“ neodpovídalo. Potvrzovalo velké množství helia, což by SN 2005E řadilo do kategorie supernov Ib. Také chyběl křemík, síra a dostatek železa, prvků charakteristických pro typ Ia – explodující bílé trpaslíky. Zato po výbuchu rozpínající se oblak unáší překvapivě velký podíl vápníku, jednoho z typických produktů jaderné fúze helia. Tvoří až polovinu do okolí velkou rychlostí rozmeteného materiálu, kterého celková hmotnost je neočekávaně malá - odpovídá jenom asi 0,3 násobku hmotnosti Slunce. I zářivost supernovy byla slabá a jasnost časem rychle klesala. Světelná křivka, na rozdíl od některých charakteristik spektra, neodpovídala typu supernovy Ib.
Dosud astronomové pozorovali osm podobných, na vápník bohatých supernov. Několik takových explozí za století by stačilo vysvětlit množství vápníku v galaxii podobné té naší. Spektrum SN 2005E navíc naznačuje, že se do okolí uvolnilo i poměrně velké množství radioaktivního titanu 44Ti. Při jeho rozpadu na skandium 44Sc a pak na 44Ca se uvolňují pozitrony (izotop 44Ca tvoří asi 2 procenta všeho vápníku). Jestli na vápník bohatý typ supernov není tak výjimečný, jak se nám to teď jeví, mohl by poskytnout vysvětlení nejen pro velký podíl vápníku ve hmotě, ale i pro pozitrony, přilétávající ve zvýšené míře z oblasti centra galaxie a anihilující s elektrony.
Mezinárodní tým, vedený Hagaiem Peretsem z Harvard-Smithsonova centra pro astrofyziku v americké Cambridgi (stát Massachussets) a Avishayem Gal-Yamem z Weizmannova vědeckého ústavu v izraelském Rehovotu, má pro vznik supernovy SN 2005E zatím jediné vysvětlení vyplývající z modelu, jenž nejvíce odpovídá pozorování. Podle této skupiny vědců by SN 2005E mohla být důsledkem velké krádeže helia v binární soustavě bílých trpaslíků s nízkou hmotností, ve které gravitačně silnější člen dvojice obíral o plynnou obálku svého vazala. Na jeho povrchu tím vrstva helia narostla natolik, až tlak v její spodní části, navíc ohřívané zbytkem chladnoucí hvězdy, zažehl fúzní reakce, které nejen vyprodukovaly těžší prvky, zejména vápník, ale nápor záření je také rozprášil do okolí. Osud samotných bílých trpaslíků není zcela jasný. Pozorované malé množství uvolněné hmoty a spektrální analýzy vedou k předpokladu, že to snad „přežily“.
Jestli jde o správnou teorii, je zatím doslova ve hvězdách. Alternativu k ní nabídl druhý mezinárodní tým, vedený Japonci. Porovnání s jinou, podobnou supernovou SN 2005cz, pozorovanou také před pěti lety, je přivedlo k přesvědčení, že SN 2005E je supernovou typu Ib, a to co explodovalo není heliová obálka bílého trpaslíka, ale dohasínající hvězda o hmotnosti 8 až 12 Sluncí. Výbuch do okolí rozmetal jenom vnější, na helium a na jeho fúzní produkty bohaté vrstvy.
Jak se zdokonaluje technické vybavení a roste počet výkonných dalekohledů, netypických supernov přibývá. Jejich kategorizace bude nepochybně časem složitější, ale nové poznatky nás jisto jistě přiblíží k pochopení toho, co nás dnes překvapuje.
Zdroje: Nature 1 , 2 , UC Berkeley News