Stále pokročilejší průzkum vesmíru nám umožnil pozorovat velké množství jevů, které by zde na Zemi nebylo možné zopakovat. Jevy, které jsou někdy velkolepé a někdy ničivé, včetně supernov. Slovo supernova poprvé použili Walter Baade a Fritz Zwicky v roce 1931 a ve skutečnosti se jedná o největší explozi, jakou kdy lidstvo vidělo.
Jedna z nejkatastrofičtějších událostí ve vesmíru zahrnuje masivní hvězdu v posledních okamžicích jejího života, kdy exploduje, zničí se a uvolní obrovskou energii. V tu chvíli se nebeské těleso rozzáří natolik, že září jasněji než celá galaxie. Světlo, které hvězda v důsledku exploze vyzařuje, trvá několik měsíců a je srovnatelné se světlem, které je naše Slunce schopno vydat za miliardu let.
Nejen to, nějakým způsobem generuje některé z nejexotičtějších objektů, dokonce doprovází neutronové hvězdy, pulzary a černé díry.
To vše samozřejmě při velmi vysokých teplotách, které mohou dosáhnout až neuvěřitelných sto miliard kelvinů.
Co je supernova a jak vzniká
Někdo by řekl, že supernova je poslední hurá umírající masivní hvězdy. Týká se hvězd s velkou hmotností, větší než 8 hmotností Slunce, za určitých podmínek 10, a je energetičtějším hvězdným výbuchem než nova. Supernovy jsou velmi jasné a způsobují emisi záření, která může alespoň krátkodobě přesáhnout záření celé galaxie.
V časovém intervalu, který se obvykle pohybuje od několika týdnů do několika měsíců, výbuch supernovy kromě velkého "třesku" vyzáří tolik energie, kolik by mělo vyzářit Slunce za celou dobu své existence. Pak dosáhne teploty sto miliard kelvinů na dobu asi patnácti sekund, ale pouze v případě, že hvězda má hmotnost alespoň devětkrát větší než naše Slunce.
Jistě tedy chápete, že nás čeká mnohem tragičtější konec a zároveň skutečná přírodní podívaná než u menších hvězd. Stačí říci, že tento typ hvězdné exploze vyvrhne většinu nebo veškerý materiál, který tvoří hvězdu, rychlostí až 30 000 kilometrů za sekundu, což je prakticky 10 % rychlosti světla.
Zatímco u hvězd s nízkou hmotností jsou jedinými možnými jadernými reakcemi reakce vodíku a helia a jen vzácně uhlíku, hvězdy s vyšší hmotností mohou během kompresních období spojených s vyčerpáním jedné z forem paliva dosáhnout dostatečně vysokých teplot pro spuštění další jaderné fúze.
Další rozdíl u menších hvězd spočívá v tom, že větší hvězdy mohou lépe promíchat vnitřní prvky, což umožňuje vodíku vklouznout zpět do jádra. Nehledě na technické detaily, tento proces stále produkuje tuny energie a jádro je velmi horké. Teplo je takové, že vytváří silný tlak, který v dlouhém přetahování s gravitací způsobuje, že v různých vrstvách hvězdné struktury probíhají současně různé reakce.
Při postupném slučování helia na těžší a těžší prvky, což je sekvence známá jako záchyt helia, jádro pokračuje v kolapsu s teplotou stoupající až na 600 milionů stupňů Kelvina: to stačí ke spuštění nevyhnutelné reakce uhlíku na těžší prvky, jako je kyslík, neon, sodík a hořčík.
Sama fúze uhlíku představuje zcela nový zdroj energie, který je schopen vyrovnat "boj" mezi gravitací a tlakem, jenž je charakteristický pro tyto extrémně svítivé veleobry s velkým poloměrem a nízkou hustotou. Jakmile je jaderná fúze schopná vyrovnat se s gravitací dokončena, hvězda imploduje a hmotnost je příliš velká na to, aby jí hvězdné jádro odolalo.
Vznikne exploze supernovy, která, jak jsme si již řekli, je jednou z nejsilnějších událostí ve vnitřním vesmíru. Ještě jednodušeji můžeme říci, že když masivní hvězda vyhoří, ochladí se, což způsobí pokles tlaku. Gravitace tedy zvítězí a hvězda se náhle zhroutí.
Typy supernov
Termín supernova je odvozen od termínu "nova", který označoval hvězdy, jež se objevily na obloze v místech, kde po nich dříve nebylo ani stopy, což naznačovalo zrod "nové" hvězdy. Vzhledem k jasnosti těchto projevů bylo slovo zdůrazněno slovem "supernova", i když víme, že se ve skutečnosti jedná o umírající hvězdu. Dosud astronomové vypozorovali, že existují dva typy supernov, které se liší mechanismem exploze a typem hvězd, z nichž exploze pochází.
Supernovy typu I nevznikají z jednotlivých hvězd, ale z tzv. binárních systémů, tj. systémů složených ze dvou sousedních hvězd rotujících kolem společného těžiště. Binární systémy, které mohou vyvolat supernovu typu I, se obvykle skládají z bílého trpaslíka z kyslíku a uhlíku a tzv. doprovodné hvězdy. Vzhledem k extrémně vysokému tlaku a hustotě se hmota, která ji tvoří, nachází ve stavu, který vědci nazývají "degenerovaný".
Tento stav je stabilní pouze tehdy, pokud je hmotnost příslušné hvězdy nižší než prahová hodnota zvaná "Chandrasekarova hmotnost", která je 1,4násobkem hmotnosti Slunce. Pokud je bílý trpaslík ve dvojhvězdném systému, může být jeho gravitační pole tak silné, že tlačí na blízkou hvězdu, aby na něj přenesla svou hmotnost. V důsledku toho začne trpaslík exponenciálně růst, dokud nepřekročí Chandrasekarův limit, a začne se smršťovat.
Smršťování spustí nám již známé jaderné reakce a uvolněná energie stačí k tomu, aby hvězda zcela explodovala a rozpadla se a v prostoru po sobě zanechala jen prach.
Supernovy typu II naopak vznikají u zvláště hmotných hvězd, jejichž hmotnost je obvykle asi desetkrát větší než hmotnost našeho Slunce. Jejich životnost je relativně krátká, nepřesahuje 10 milionů let, a během jejich života se jaderné palivo v centru hvězdy cyklicky mění z jednoho prvku na druhý. Při každé "přeměně" se jádro vlivem gravitace smrští a podaří se mu zvýšit teplotu natolik, že dojde ke spalování nového chemického prvku. Uvědomíme-li si, že železo ze své podstaty nemůže projít další fúzí, aby získalo energii, jakmile na něj přijde řada, bude smršťování jádra nezastavitelné a zcela nevratné.
Jednou za několik desítek sekund se průměr jádra smrští z přibližně poloviny poloměru Země na něco málo přes 10 kilometrů a takto vzniklá rázová vlna se rozšíří vnějšími vrstvami hvězdy přibližně za dvě hodiny. Když dosáhne povrchu, hvězda exploduje. Veškerý materiál, který tvoří vnější část hvězdy, je vyvržen do vesmíru rychlostí asi 15 000 kilometrů za sekundu, zatímco zbytek, který po něm zůstane, může být v závislosti na hmotnosti neutronová hvězda, známá také jako pulsar, nebo černá díra.
Důležitost hvězdné exploze
Ačkoli je supernova ničivým jevem, hraje klíčovou roli ve vývoji vesmíru a její účinky můžeme pocítit i zde na Zemi. Především se ukázalo, že tato bouřlivá hvězdná exploze je nejúčinnějším a nejúplnějším mechanismem chemického obohacování galaxií. Ne každý ví, že většina prvků, které se dnes nacházejí v Galaxii, na Zemi a u lidí, nevznikla při zrodu vesmíru po velkém třesku, ale byla syntetizována ve hvězdách, včetně kyslíku, který dýcháme!
Po výbuchu supernovy se hvězdný materiál bohatý na chemické prvky vrací do vesmíru a obohacuje oblaka mezihvězdného plynu a prachu, z nichž později vznikají nové hvězdy, planety a galaxie. Nejen to, ale energie výbuchu umožňuje přeměnu již přítomných prvků, čímž se doplňují všechny prvky periodické tabulky prvků, které známe.
Exploze supernovy navíc podporuje zrod nových hvězd, čímž vzniká pozitivní kruh, který se promítá do potenciálních nových forem života. Je to proto, že rázová vlna vzniklá při výbuchu se šíří mezihvězdným plynem a prachem a způsobuje změny hustoty. Tyto změny vyvolávají smršťování plynu a následný vznik nové hvězdy.
Vesmír má tedy také svůj jedinečný životní cyklus: smrt jedné hvězdy vytváří podmínky nezbytné pro život dalších. Není tedy divu, že jsou supernovy tolik studované. Bohužel nemůžeme vědět, kdy a kde supernova vybuchne, ale astrofyzici je mohou objevit díky průběžnému sledování velkého počtu galaxií. Vzhledem k tomu, že počet výbuchů galaktických supernov je v průměru jen jeden za 30-50 let, je zapotřebí také velká trpělivost.