Vesmír: Supernovy — Česká televize

Mohutné hvězdné exploze – sto miliardkrát jasnější než Slunce. Americký dokumentární cyklus

Litujeme, ale video není dostupné

Litujeme, ale video není dostupné

Jsou to kosmičtí zabijáci. Je to zánik hvězdy. Smrt hvězdy. Mohutné hvězdné exploze. Sto miliardkrát jasnější než Slunce, které na krátkou chvíli přezáří celou galaxii. Patří k nejmohutnějším úkazům od samotného Velkého třesku. Tyto mimořádné kosmické katastrofy však také vytvářejí něco nového. Pokud by však k nějaké došlo poblíž, život na Zemi by mohl zaniknout. Jsou to exploze supernovy, úžasné a mimořádné úkazy doprovázející zánik hvězdy. Jen malá část hvězd nakonec vybuchne, ale zato se pak doslova rozprsknou na kousky. Uvolňují miliardkrát více energie, než vyzáří Slunce za celou dobu své existence. Tyto mimořádné exploze uvolní do vesmíru obrovské množství smrtící radiace. Pokud se stane supernovou hvězda uprostřed nějaké planetární soustavy, zahubí v ní veškeré formy života. Radiace všechny planety takového systému dokonale sterilizuje.

Původkyně i ničitelky života

Astronomové postupují jako detektivové pátrající po stopách zločinu. Ke hledání supernov využívají nejmodernější dalekohledy a technologie. Snaží se přijít na kloub dávné záhadě, jak a proč supernovy vlastně vznikají. Na supernovách je zajímavé, že když se o nich dozví, k jevu už ve skutečnosti došlo. A dalekohledy se snaží zjistit, co a jak se stalo. Astronomové vědí, že supernovy mají rozpolcenou osobnost. Jsou schopné ničit. Ale zároveň jsou naprosto nepostradatelné při utváření vesmíru. Při výbuchu supernovy se uvolní velké množství světla a zároveň se z lehčích prvků vytvářejí těžší. Například železo, vápník, sodík – prostě všechny prvky periodické soustavy. Všechny vznikly při explozích hvězd, ke kterým došlo dávno předtím, než vzniklo Slunce. Prvky, vzniklé při těchto kataklyzmatických hvězdných explozích, vytvářejí planety, rostliny a také nás lidi. Vápník v našich kostech i kyslík, který dýcháme, vznikly ve hvězdách a byly vyvrženy do vesmíru. Rázové vlna vytvořená při explozi může stlačit okolní oblaky plynu a zahájit jejich gravitační kolaps. Tím spustí proces obnovy – další etapu vzniku nových hvězd, planet a nakonec možná i života.

Na základě nepřímých důkazů vědci odhadují, že každou sekundu vybuchne někde ve vesmíru jedna supernova. Je jich tedy asi 30 milionů každý rok a to se děje zhruba posledních 10 miliard let existence vesmíru. Když uvážíme, že v jedné galaxii, jako je například ta naše, dochází k výbuchu supernovy v průměru jednou až dvakrát za století, můžeme si na základě toho udělat dobrou představu o rozlehlosti vesmíru. Nikdo však neví, kdy dojde k další explozi. Je to naprosto náhodný proces. K dalšímu výbuchu může dojít za pět minut, zítra, za stovky let. Prostě nevíme. Pokud se výbuch supernovy odehraje velmi blízko, bude možná jasnější než planeta Venuše nebo dokonce Měsíc. Může být i jasnější než Slunce. Taková exploze může zničit život na naší planetě. Záblesk rozruší atmosféru a všechno spálí na popel.

Astronomové soustavně monitorují oblohu a obezřetně sledují dvojici hvězd, které směřují ke katastrofické explozi a nacházejí se nedaleko od Země. Jedna z nebezpečných stálic se nachází v srdci mlhoviny Carina asi 9000 světelných let od nás. Eta Carinae je jednou ze známých velmi hmotných hvězd. Je možná až stokrát hmotnější než Slunce. Má velmi krátký život a jeho konec může přijít opravdu velmi brzy. Druhou blízkou stálicí, které hrozí, že skončí jako supernova, je Betelgeuse, hvězda v souhvězdí Orion. Tato nabubřelá hvězda je patnáctkrát větší než Slunce a k Zemi je ještě blíže než Eta Carinae. Nachází se asi 500 světelných let od Země. Na obloze by zářila i za bílého dne. Betelgeuse jednou určitě vzplane. Může k tomu dojít dnes v noci nebo za deset tisíc let. Ale i to je v astronomickém měřítku velmi krátká doba.

Zdroj energie a kosmického záření

Mohutné exploze supernov nejen ničí a vytvářejí hvězdy, planety či život. Zároveň vydávají velké množství energie ve formě kosmického záření. Tyto vysoce energetické částice uvolňované při explozích hvězd bombardují Zemi neustále, každý den. A co je podstatné – mají velký vliv na průběh evoluce. Obklopuje nás Galaxie plná energetických explozivních procesů. A naše planeta je částicemi z nich neustále bombardována. Supernovy opravdu mění i současný život na Zemi. Víme, že při zásahu živých organismů paprsky kosmického záření dochází ke genetickým mutacím. Záření narušuje řetězce DNA v buňkách. Pokud by nedaleko explodovala supernova, množství dopadajícího kosmického záření by se významně zvýšilo – až milionkrát. To by mohlo způsobit vyhynutí některých druhů, ale také vývoj nových. Supernova tedy může být původcem změn. A to jak k lepšímu, tak i k horšímu.

Časované bomby

Když víme, že supernovy mají moc přetvářet i zahubit život, vyvstává pro lidstvo velmi naléhavou otázka. Co nutí tyto hvězdné časované bomby tikat? Klíč k odhalení tajemství leží v důkladné analýze hmoty, kterou supernova vyvrhla do vesmíru. Stejně jako v každé detektivce zůstávají na místě činu důležité stopy. Podobně jako při výstřelu z pušky, jsou při výbuchu supernovy do okolního prostoru rozptýleny horké plyny a zbytky po explozi. Při výstřelu z pušky vzniká stlačením a zahřátím okolní hmoty rázová vlna. A rázová vlna při výbuchu supernovy dělá prakticky totéž. Jak se střela nebo její střepiny řítí prostorem vysokou rychlostí, srážejí se s okolní hmotou a vytvářejí rázovou vlnu. Hvězdné exploze vystřelují do vesmíru množství rychle se pohybujících zbytků – důkazů o supernově. Nazývají se pozůstatky po výbuchu supernovy. Pozorovatelné pozůstatky postupně vznikají, jak se rázová vlna šíří prostorem, a vytvářejí velmi barvitý obraz průběhu celého jevu. Hmota hvězdy je vyvržena neuvěřitelnou rychlostí 15 000 kilometrů za sekundu. Vytvoří expandující obálku, a ta se postupně ohromně zvětší. Tyto obálky se prostorem šíří po tisíce let. Takže někdy můžeme pozorovat známky exploze supernovy ještě desítky tisíc let po výbuchu. Srážka vysokorychlostních pozůstatků výbuchu s mezihvězdným materiálem vede k jeho intenzivnímu zahřívání a vyzařování. A to nejen na vlnových délkách viditelného světla, ale i v oboru rádiovém, infračerveném, rentgenovém, a dokonce paprsků gama.

Naštěstí pro astronomy, kteří se snaží tyto děje pochopit, jim kosmické přístroje, jako jsou Hubbleův nebo Spitzerův dalekohled či rentgenový teleskop Chandra, umožňují pozorovat i tyto vlnové délky. Každý přístroj a každá vlnová délka vám poskytuje poněkud odlišný pohled. A jejich úkolem je spojit všechny tyto indicie dohromady. Každá supernova má odlišný průběh, který je jako otisk prstu. A ten může být zkoumán rozličnými způsoby. Mohou měřit jasnost supernovy, tak zvanou světelnou křivku. Dále mohou zkoumat její spektrum. To se světlo supernovy zachytí pomocí teleskopu a rozloží na základní složky pomocí hranolu nebo mřížky. Pak je možné měřit intenzitu světla na různých vlnových délkách. Analýza spektra může poskytnout mnoho zajímavých informací: jaké je chemické složení hmoty, jaká je teplota, tlak nebo hustota plynu, rychlost expanze a mnohé další. Informace získané ze světelné křivky a spektra odhalují rozdíly mezi jednotlivými supernovami. Postupně se určí s velkou přesností, o jakou hvězdu se původně jednalo. Je tak možné zjistit, jaké bylo její složení před explozí.

Základní rozlišení supernov

Každá jednotlivá čára ve spektru reprezentuje odlišný prvek. Srovnáním světelných křivek a spekter stovek případů supernov byli astronomové schopni tyto jevy klasifikovat do dvou rozdílných skupin. Supernovy typu „jedna a“ (Ia) neuvolňují žádný vodík. Mohutnost exploze a jejich absolutní jasnost je vždy stejná. Typ „dvě“ (II) uvolňuje naopak velké množství vodíku a jednotlivé exploze se od sebe výrazně liší svou mohutností i jasností. Ale proč by měly existovat dva takto odlišné typy explodujících hvězd? Mohou se snad hvězdy rozprsknout rozličnými způsoby? Proto vědci zaměřují své úsilí na zásadní otázku – co nutí tato hvězdná monstra, aby zničila sama sebe? Jako lovci stopující kořist prohledávají dnešní astronomové vesmír, aby nalezli nebezpečné supernovy. Upírají zrak k obloze a pokračují tak v tisícileté tradici hlídání nebes.

První pozorované supernovy

První supernova, o jejímž pozorování existují historické záznamy, byla sledována v Číně v roce 185 našeho letopočtu. Tedy téměř před 2000 lety. Čínští astronomové si vedli pečlivé záznamy. Obzvláště když se objevilo něco nového. Zaznamenali, jak byl objekt jasný, kde se nacházel a jak dlouho bylo možné jej sledovat. Díky čínským záznamům byli dnešní astronomové schopni vystopovat pozůstatky po této historické supernově. Byla identifikována jako objekt RCW 86, který se nachází v souhvězdí Centaura. Poblíž dvojice jasných hvězd Alfa a Beta Centauri. O celých čtrnáct století později objevit první supernovu také první Evropan. 11. listopadu 1572 zaznamenal dánský astronom Tycho Brahe na severní obloze podivuhodný nebeský jev. Objekt se nacházel velmi blízko nápadného souhvězdí Casiopeji ve tvaru „W“. Přestože patřil k nejvýznamnějším astronomům své doby, nemohl uvěřit svým vlastním očím. Několik let po Tychonově slavném pozorování, 9. října 1604, se objevem nové hvězdy zapsal do dějin také jeho bývalý žák Johannes Kepler. Proměřil úhlové vzdálenosti neznámého objektu od hvězd v okolí. Proto dnes víme, kde se nacházel.

Když se dnešní vědci blíže zaměřili na pozůstatky po Keplerově supernově, objevili něco velmi zvláštního. Detailní analýza chemického složení vyvrženého a expandujícího plynu ukázala, že původně musely existovat dvě hvězdy, které se nějak spojily a daly vzniknout gigantické explozi. Ale jak způsobil souputník takovou hvězdnou katastrofu? Dvojhvězdy obíhají kolem sebe navzájem. Vědci se domnívají, že v takovém systému může jedna hvězda za určitých okolností přenášet hmotu na tu druhou. Od té doby zjistili, že exploze dvojhvězdného systému je typickým znakem supernov typu Ia.

Supernovy typu Ia

Supernovy typu Ia jsou zřejmě explozemi bílých trpaslíků. Hvězda podobná Slunci se v závěru svého života stane škvarkem o velikosti Země. Když zaniká hvězda, jako je naše Slunce, odvrhne své vnější obálky. Zůstane jen malé husté jádro, kterému se říká bílý trpaslík. Popelem našeho Slunce bude uhlíkovo-kyslíkový bílý trpaslík. Ponechaný svému osudu bude existovat navěky a postupně chladnout. Pokud však má hvězda souputníka – spolupachatele – může to vést ke katastrofě. Souputník postupně přenáší hmotu na bílého trpaslíka a zvyšuje jeho hmotnost. V určitém okamžiku se však trpaslík stane nestabilním a dojde opět k zažehnutí termojaderné reakce. Velmi rychle se z nudného bílého trpaslíka stane ohromně divoká a jasná supernova. Ale proč a jak někteří bílí trpaslíci takto katastroficky explodují?

To ukázal v roce 1930 vynikající mladý astrofyzik Subrahmanyan Chandrasekhar, když se plavil lodí z Indie do Anglie. Během této dlouhé plavby použil novou kvantovou teorii pole a obecnou relativitu a přišel s myšlenkou, že bílý trpaslík může mít pouze jistou maximální hmotnost. Prostě není možné překročit určitou hranici, která je asi o 40 procent vyšší než hmotnost Slunce. Tato hmotnost je známa jako Chandrasekharova mez. Jakmile je hmotnost bílého trpaslíka vyšší, dojde k řetězové termonukleární reakci. V následujících desetiletích se vědci snažili pochopit, jak tyto řetězové reakce fungují a jak to vypadá, když k tomu dojde. Stále se jim však nedařilo pomocí počítačových modelů napodobit děj, který se v kosmu odehrává.

Až v roce 2006 se astrofyzikům z prestižního Flash centra Chicagské univerzity podařilo odhalit ten správný kód. Vytvořili počítačový superprogram, který dokázal zpracovávat obrovská množství dat. Aby mohl simulovat komplikovanou dynamiku exploze celé hvězdy, musel dosáhnout tehdy mimořádného výkonu. Počítače, které pro takové extrémní výpočty používáme, mají některé i 128 000 procesorů. Je to 128 000 stolních počítačů pracujících společně. I při takovém výkonu trval výpočet dějů při výbuchu supernovy plných 60 000 hodin strojového času. Astrofyzikové se rozhodli, že nezačnou simulaci exploze přesně ve středu hvězdy. Důvod byl jednoduchý. Je téměř nepravděpodobné, že by k zážehu reakcí došlo právě ve středu, nebo i jen v jeho těsné blízkosti. K tomu tam nejsou podmínky. Podle této unikátní simulace se v první sekundě po zážehu reakcí vytvoří ve hvězdě žhavá bublina. Jak dochází k dalším reakcím, zvětšuje se, expanduje a nakonec se provalí povrchem hvězdy. Žhavá bublina má na počátku průměr asi 15 kilometrů a stoupá téměř 2000 kilometrů směrem k povrchu hvězdy. Šíří se nitrem hvězdy rychlostí téměř 5000 kilometrů za sekundu. Narazí na protilehlou část povrchu a vytvoří výtrysky s extrémní energií. Jeden z výtrysků se pohybuje do prostoru rychlostí asi 60 000 kilometrů za sekundu. Druhý se šíří hvězdou a vytváří detonační vlnu, která prochází skrze hvězdu. Teplota, znázorněná na standardní barevné škále, dosahuje nepředstavitelných tří miliard stupňů. Od okamžiku vzplanutí až do proražení povrchu to trvá půl sekundy. Celá fáze hoření trvá tři sekundy. Analýzy odhalily, že všechny supernovy typu Ia mají nápadně podobnou mohutnost i jasnost. Každá tato exploze je ekvivalentní úplnému odpálení hmoty Slunce.

Expoloze

Průlomová počítačová simulace poprvé ukázala, jakým způsobem probíhá exploze supernovy typu Ia. Ale chování typu II je diametrálně odlišné. Při zkoumání jejich pozůstatků vědci dospěli k závěru, že supernovy typu II nejsou výsledkem exploze bílého trpaslíka, ale spíše mohutným výbuchem umírající hmotné hvězdy – alespoň desetkrát hmotnější než je Slunce. Jak ale dochází k těmto megaexplozím? Odpověď na tuto kosmickou hádanku se podařilo najít v polovině 20. století, když lovci supernov zahájili systematické pátrání po explodujících hvězdách. Astronomové neustále sledují hvězdnou oblohu. Hledají zjasnění, které by mohlo být známkou exploze supernovy. Využívají k tomu úctyhodný arsenál nejmodernějších dalekohledů rozmístěných po celém světě. Odedávna objevují supernovy pomocí pozemních dalekohledů. Ty neustále hledají známky nových explozí.

Lov na supernovy symbolicky započal v roce 1930. Prvním kdo je metodicky hledal, katalogizoval a kvantifikoval, byl nekonformní astrofyzik Friz Zwicky. Byl opravdovým pionýrem nejen na poli hledání supernov, ale i odhalení podstaty tohoto fenoménu. Jako první navrhl, že tyto enormní a pozoruhodné kosmické jevy by mohly být výsledkem exploze celé hvězdy. Zwicky předpověděl, že k určitému typu exploze hvězdy může dojít, když se jádro hmotné hvězdy smrští a opět rozepne. To vyvolá kolosální explozi. Předpokládal, že v průběhu kolapsu by měl vzniknout kompaktní zbytek – koule neutronů neboli neutronová hvězda. Obyčejná hmota je v podstatě tvořena protony, neutrony a elektrony. Při kolapsu železného jádra jsou protony a elektrony vtlačeny do sebe a vytvoří neutrony. Neutronová hvězda je až neuvěřitelně hustý objekt. Pokud byste vzali například Empire State Building a stlačili jej na stejnou hustotu, jako má neutronová hvězda, měl by velikost skleněnky. Čajová lžička hmoty neutronové hvězdy by na Zemi vážila miliardu tun.

Vědci jsou dnes přesvědčeni, že pouze mohutné hvězdy, minimálně desetkrát hmotnější než Slunce, mohou způsobit tento typ exploze s kolabujícím jádrem. Hmotná hvězda vytváří energii termojadernou reakcí – přeměnou vodíku na hélium. Později může také přeměňovat hélium na uhlík a kyslík, a tak dále až po železo. Železo je nejpevněji vázaným jádrem. Takže když už hvězda vytváří železo, je opravdu v koncích a blíží se katastrofa. Železné jádro se vytváří v posledních dnech života hvězdy. Nakonec jádro zkolabuje vlastní vahou. Velmi rychle se smrští působením vlastní gravitace. Trvá jen asi sekundu, než se jádro hvězdy o velikosti planety Země smrští na průměr patnácti až dvaceti kilometrů. Ale toto husté železné jádro se pohodlně neusadí a neužívá si nového života jako neutronová hvězda. Místo aby dosáhlo rovnovážné konfigurace přímo, neutronová hvězda se takříkajíc odrazí sama od sebe. Jako když se gymnasta odrazí od trampolíny a opět stoupá vzhůru. Přitom se ale srazí s materiálem, který ji obklopuje a předá mu část své energie. A tím zahájí proces jeho odvržení. Na rozdíl od gymnasty, kterého nakonec gravitace vždycky přitáhne zpět k zemi, se ve scénáři s kolabujícím jádrem projeví něco, co dále pohání hmotu směrem pryč.

Vyvstala otázka, co stojí za touto záhadnou silou, která umocňuje explozi. Vědci spočítali, že aby k explozi opravdu došlo, je potřeba ještě jedna důležitá ingredience. Podezřelým se stala neutrina – nepolapitelné částice, jejichž existence byla sice předpovězena, ale do té doby ještě nebyly zachyceny. Astrofyzikové jsou přesvědčeni, že když se během kolapsu jádra hvězdy dostanou elektrony příliš blízko k protonům, splynou s nimi a zároveň se uvolní tyto drobné částice. Neutrina jsou velmi zajímavý typ částic. Nemají elektrický náboj, proto neinteragují se světlem. Jsou ovlivňovány pouze prostřednictvím takzvané slabé interakce. A tato síla je opravdu příhodně pojmenována. Neutrina mohou bez problémů prolétnout Zemí. Jsou jako duchové, procházejí hmotou i hodně velkých objektů.

Moderní hledání

Moderní astronomové už téměř století zkoumali supernovy ve vzdálených galaxiích. V roce 1987 však měli poprvé příležitost sledovat výbuch takřka z první řady. Byla to nejjasnější supernova za posledních 400 let. Poprvé měli možnost využít celý arsenál přístrojů ke sledování tohoto fantastického výbuchu. Prvním, kdo si jí všiml, byl mladý chilský astronom Oscar Dulhalde. Štěstí se na něj a na celou astronomickou obec usmálo 23. února 1987. Oscar Dulhalde pracoval jako pozorovatel na observatoři Las Campas. Postavil si vodu na kávu a šel se podívat ven na oblohu. Prvním objektem, který jej upoutal, byl Velký Magellanův oblak. Znal jej velmi dobře. Proto si ihned všiml jedné hvězdy navíc. Objevil supernovou tak, že vyšel ven a uviděl ji bez dalekohledu, pouhým okem. Když hvězda exploduje, hrají astronomové o čas, stejně jako když policie vyšetřuje zločin. Vědí, že první hodiny jsou rozhodující pro hledání stop. Když v roce 1987 explodovala první blízká supernova po čtyřech stoletích, věděli, že musejí jednat rychle. Byla jen 170 000 světelných let daleko. A to je pro astronoma, co by kamenem dohodil. K explozi došlo v sousední trpasličí galaxii, ve Velkém Magellanově oblaku. Je to malá galaxie, která obíhá kolem naší, mnohem větší Galaxie.

Jelikož se jednalo o první supernovu pozorovanou v daném roce, dostala tato výjimečně blízká explodující hvězda jednoduché označení SN 1987a. Tentokrát však bylo na světě mnoho astronomů připravených k pozorování. Vybaveni přístroji a dalekohledy zamířili svá špičková zařízení k obloze a začali novou supernovu detailně zkoumat. Jelikož explodující hvězda je nejžhavější v prvních hodinách po výbuchu a vyzařuje hodně energie v oboru ultrafialového záření, přišly ke slovu také astronomické družice. Nejdříve pozorovali nejrychlejší hmotu. Blížila se k rychlostí 30 000 kilometrů za sekundu. To byl okamžik rozfouknutí hvězdy. Když už astronomové konečně měli svou explozi, bylo potřeba identifikovat jejího původce. Začali prohledávat dostupné katalogy i archivní snímky a podezřelou hvězdu skutečně nalezli. Nesla katalogové označení SK–69 202. Podařilo se též určit, že to byla mohutná stálice o hmotnosti dvacetkrát převyšující Slunce. Na základě spektrální analýzy světla byly nalezeny vodíkové emise. Supernova 1987a měla typické znaky supernovy druhého typu s kolabujícím jádrem. Aby však astronomové nade vší pochybnost potvrdili své předpoklady o kolapsu jádra této hvězdy, potřebovali ještě jeden důkaz – neutrina. Ty nepolapitelné částice, které se podle předpovědi měly uvolnit při kolapsu jádra.

Na počátku 80. let vyrostla po celém světě řada detektorů neutrin. Jsou to obrovské nádrže naplněné superčistou vodou. Do té doby však žádná neutrina ze supernovy nedetekovaly. Teorie, že se většina energie při supernově typu dva, doprovázené kolapsem jádra, uvolní v podobě neutrin, byla známa dlouhou dobu. Ale nikdy tato neutrina nebyla zachycena. Vše se změnilo 23. února 1987. Dvojice detektorů, jeden pod japonským městem Kamika a druhý pod Erijským jezerem v Ohiu, najednou zachytila desítky těchto částic. Po obvodu nádrží byla rozmístěna čidla, registrující slabé záblesky, způsobené interakcí neutrin s částicemi vody v nádržích. Vůbec poprvé měli vědci v rukou přímý důkaz, že neutrina při kolapsu jádra hvězdy opravdu vznikají. Najednou bylo jasné, že kontroverzní teorie, navržená ve 30. letech 20. století, je správná. Supernova 1987a nade vši pochybnost ukázala, že těžké železné jádro hmotné hvězdy zkolabovalo a vytvořilo neutronovou hvězdu. A že se při tomto procesu uvolnila celá lavina neutrin. Se stále výkonnějšími kosmickými dalekohledy mohou dnešní astronomové těžit z objevů, učiněných na základě pozorování supernovy 1987a.

Nejjasnější supernova

V roce 2006 obrátil třicetiletý astronom Robert Quimby svět konvenčního myšlení opět vzhůru nohama a provedl revoluci v metodách, jakými se supernovy hledají. Vyhledávací projekty pozorují oblohu opakovaně co dva týdny, nebo i každý týden. Prohlédnou tak co největší část oblohy a objeví hodně supernov. Quimby se ale rozhodl vybrat jen malou část oblohy a tu pozorovat tak často, jak jen to bude možné. Naprogramoval svůj robotický dalekohled, aby systematicky pročesával vybranou část oblohy každou noc. Metodicky prohlížel stále stejný temný kout vesmíru. A hledal známky supernovy. Počítačový program velmi rychle zpracuje data a ukáže, zda je na snímcích něco nového. Když něco najde, pořídí spektrum toho objektu. To zcela přesně ukáže, o jaký typ objektu se jedná – jestli je to supernova a jakého typu. 18. října 2006 přišel velký den Quimbyho. Objevil dosud nejjasnější supernovu.

Když ostatní začali pořizovat vlastní spektra a provádět svá měření jasnosti, zjistili, že SN 2006 GY byla jasnější, než kterákoli do té doby zkoumaná supernova. Byla velmi pomalá. Trvalo sedmdesát dní, než začala slábnout. Byla to supernova, jakou do té doby neviděli. Následná analýza pozůstatků po výbuchu odhalila, že hvězda před explozí byla stokrát hmotnější než Slunce. A jelikož ve spektru zářilo velké množství vodíku, stala se dosud nejjasnější supernovou, zařazenou do kategorie dvě. Robert Quimby se však dokázal ještě překonat. Když zpětně analyzoval dříve objevenou zdánlivě nezajímavou supernovu SN 2005 AP, objevil něco neuvěřitelného. Byla asi sto miliardkrát jasnější než Slunce. Pro srovnání, supernova typu Ia je asi jen šest miliardkrát jasnější než Slunce. Byla ještě jasnější než SN 2006 GY. V podstatě náhodné důkazy, objevy nových extrémně jasných supernov jako 2005 AP a dalších, otevřely naprosto nový směr výzkumu explodujících hvězd.

Výzkum pomocí záření gama

Vědci se zaměřili na jistou spojitost se záblesky záření gama. Paprsky gama jsou elektromagnetickým zářením, které ve vesmíru nese největší energii. Při výzkumu supernov vědci řeší ty nejsložitější záhady vesmíru. Proč některé hvězdy produkují záblesky gama a jiné zaniknou obyčejnou explozí supernovy? To je stále záhada. Astronomové vědí, že supernovy a s nimi spojené záblesky gama jsou nejjasnějšími jevy ve vesmíru. Na galaktických dálnicích táhnoucích se vesmírem, jsou supernovy signálními světly, které astronomy vedou k samotnému počátku i konci času a prostoru. Družice Swift vypuštěná americkou NASA v roce 2004 byla navržena, aby prohledávala oblohu a zaznamenávala záblesky záření gama přicházející z vesmíru. Jako na tísňové lince čekají astronomové v Goddardově středisku kosmických letů v Baltimoru ve státě Maryland dvacet čtyři hodin denně a sedm dní v týdnu na signál ze satelitu Swift. Asi minutu poté, co družice zaznamená záblesk gama, pošle informaci na zemi.

Když byla nedávno objevena supernova 2006 AJ, družice Swift zachytila mohutný záblesk záření gama, který byl při explozi uvolněn. A tento záblesk byl velmi neobvyklý. Především trval velmi dlouho. Obvykle trvají jen desetiny sekundy až několik sekund. Tento však byl pozorovatelný po 35 minut. Tři dny nato na přesně stejném místě oblohy vědci objevili supernovu. To vyřešilo jednu z velkých záhad spojených se záblesky gama. Odhalili, že přinejmenším část těchto záblesků je důsledkem exploze hmotné hvězdy. Astronomové v současnosti pozorují stovky supernov i záblesků gama, které při nich vznikají. A využívají je i k hledání hranic a měření rozměrů vesmíru. Supernovy je možné použít ke stanovení vzdáleností ve vesmíru. Září totiž stejně, takže čím jsou slabší, tím jsou od nás dál. Když v noci jedete po dálnici, vidíte v dálce světla protijedoucích aut. Podle toho, která světla jsou zdánlivě jasnější, můžete snadno říci, které auto je blíž a které dál. Pokud umíte změřit rozměry vesmíru, řekne vám to hodně o jeho velikosti, stáří a tvaru. O jeho minulosti i budoucnosti.

Supernovy jako měřítko vzdálenosti i stáří vesmíru

Supernovy typu Ia jsou v současnosti k tomuto účelu nejvhodnější. Na explozích bílých trpaslíků, supernovách typu Ia, je nejzajímavější, že mají vždy stejnou hmotnost. Je to Chandrasekharova mez, která určuje, při jak velkém množství hmoty hvězda exploduje. Důsledkem tohoto zákona je, že většina těchto supernov má téměř stejnou absolutní jasnost. A protože při explozi stejného množství hmoty vzniká stejné množství světla, pak porovnáním zdánlivé jasnosti je možné měřit jejich vzdálenost. Tomuto principu se také říká standardní svíčka. Supernovy typu Ia jsou jako standardní svíčka. Všechny uvolňuji zhruba stejné množství energie, a mají proto stejnou maximální zářivost. Když je tedy vidíte v různých vzdálenostech, každá vypadá jinak jasná. Pokud je supernova dál, vypadá slabší, pokud je blíž, vypadá jasnější.

Tato metoda astronomům umožnila objevit několik zcela zásadních poznatků. Měření vzdáleností supernov umožnilo odhalit současné pohyby ve vesmíru a stanovit jeho stáří na asi 13 miliard 600 milionů let. Také objevili, že se vesmír stále rychleji rozpíná, zatímco dříve se domnívali, že rychlost rozpínání se snižuje v důsledku gravitačního působení. To je intelektuální revoluce – zcela mimo běžnou zkušenost. Všechny astronomické učebnice do té doby říkaly, že by se rychlost rozpínání vesmíru měla snižovat, protože by jej měla zpomalovat přitažlivá síla gravitace. Ale tato měření ukázala, že místo zpomalování vesmír expanduje rychleji a rychleji. Výzkum supernov už umožnil odhalit mnoho významných tajemství vesmíru, a pokud se bude sledování následků kosmických hvězdných explozí pokračovat, zcela určitě pomohou zodpovědět i mnohé další otázky. Navíc astronomové vědí, že už hodně brzy můžeme všichni na vlastní kůži zažít úžasnou a mohutnou sílu supernovy. Naše galaxie má průměr 100 000 světelných let. To znamená, že na cestě k nám musí být světlo tisíce supernov. Může se to opravdu stát i v naší Galaxii. Předpokládá se, že v naší galaxii dochází zhruba ke dvěma explozím supernovy za století. Jenže ta poslední se odehrála před čtyřmi stoletími. Takže ta příští může nastat třeba už za minutu.