Americká družice Swift zaznamenala 18. února neobvyklý úkaz. Jednalo se o dlouhý, ale zároveň i relativně slabý záblesk záření gama. Jeho netypičnost přivedla astronomy k podezření, že sledují úplně počáteční fázi jednoho z nejokázalejších úkazů ve vesmíru. Další pozorování posléze skutečně potvrdila, že se jednalo o explozi supernovy.
Záblesk gama záření GRB060218 (GRB z anglického „gamma ray burst“) byl skutečně velmi zvláštní a po právu okamžitě vzbudil obrovský zájem vědců. Trval totiž celých 33 minut, přičemž podobné úkazy jsou obvykle až stokrát kratší. Observatoř Swift, určená pro detekci těchto jevů, je kromě detektoru gama záření vybavena rovněž dalekohledy pracujícími ve viditelném a ultrafialovém záření, jež je schopna velmi rychle namířit směrem, ze kterého záření zaznamená. Tentokrát se jimi na podezřelé místo na obloze, ležící v souhvězdí Berana, zaměřila už po třech minutách.
Druhý nejbližší záblesk
A jak už je v těchto případech obvyklé, souřadnice záblesku byly předány i pozemským observatořím, což umožnilo velmi rychle určit, že k úkazu došlo v malé galaxii vzdálené od nás 440 miliónů světelných roků. Muselo se tedy skutečně jednat o záblesk záření gama, protože jiné úkazy nejsou dostatečně energeticky silné, aby je bylo možno zachytit na takovou to vzdálenost. Na druhou stranu to byl druhý nejbližší záblesk tohoto druhu vůbec. Bližší byl už jenom GRB spojený s explozí supernovy SN 1998bw, ke kterému došlo v roce 1998 ve vzdálenosti 120 miliónů světelných roků.
Družice Swift sice odhalí zhruba stovku záblesků gama záření ročně, ale jejich naprostá většina se odehrává ve vzdálenostech miliard světelných roků. Aby nebyl všem odlišnostem konec, pozorovaný záblesk byl rovněž ve srovnání s obvyklými GRB sto- až tisíckrát slabší. Odhalen byl pouze díky tomu, že k němu došlo relativně blízko. „Pokud by v této vzdálenosti došlo k normálnímu GRB,“ uvádí Dale Frail (National Radio Astronomy Observatory, USA), „zahltil by všechny detektory na oběžné dráze.“
Co se vlastně stalo?
Astronomové si ale zpočátku nebyli zcela jisti, jaký jev vlastně pozorují. Jeho neobvyklost je dokonce vedla k podezření, že se musí jednat o nějaký přechodný jev někde v naší vlastní galaxii. Jak ale přicházela nová data z kosmických i pozemských dalekohledů, hypotéza gama záblesku se stávala stále jistější. Počáteční nejistotu potvrdil i John Nousek (Pennsylvania State University, USA), ředitel projektu Swift, když po několika dnech pro časopis New Scientist uvedl: „Nyní si už myslíme, že je to skutečně záblesk záření gama“. Podle jeho vlastních slov byl záblesk „…velmi zvláštní. Současná představa říká, že gama záření je při těchto úkazech vyzařováno ve dvou protilehlých úzkých kuželích. Pokud jeden z kuželů neprotne směr k naší planetě, záblesk vůbec nemůžeme vidět. Protože ale k tomuto jevu došlo tak blízko, je možné, že záblesk byl slabý z toho důvodu, že kužel záření nezasáhl Zemi přímo ale jenom okrajově,“ doplňuje John Nousek.
Supernova pod dohledem
Každopádně se místo kosmické exploze stalo ve dnech následujících po prvním pozorování cílem řady pozemských i kosmických dalekohledů. Alicia Soderberg (CalTech, USA) a její spolupracovníci využili 8,1metrů dlouhý dalekohled Gemini South v Chile, Nicola Masetti (Istituto di Astrofisica Spaziale, Itálie) se svým týmem použila jeden z 8,2 metrů dlouhých dalekohledů VLT, stojících rovněž v Chile.
Oba týmy zaznamenaly zjasňující záření supernovy, jejíž světlo přezařovalo v této době už pohasínající GRB. Italský tým identifikoval jakýsi mix mezi spektrem supernovy a obvyklými projevy pohasínajícího gama záblesku. „Tady musí probíhat exploze supernovy,“ konstatovala Nicola Masetti. Supernova následně dostala označení SN2006aj.
Podle modelu tzv. kolapsaru dlouhotrvající gama záblesk vzniká při zhroucení jádra masivní hvězdy do neutronové hvězdy či dokonce černé díry. A pozorovaná data předpovědi tohoto modelu opravdu následovala.
Maximum jasnosti
Zatímco v oboru gama záření supernova pomalu pohasínala, ve viditelném světle naopak její jas rostl. Podle původních očekávání mohla dosáhnout dokonce +16. hvězdné velikosti, což je desettisíckrát slabší než jsou nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem. Nicméně i takové objekty jsou v dosahu vyspělých amatérských astronomů, vybavených dalekohledem s kamerou. Proto americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd začala ihned organizovat celosvětovou pozorovací kampaň.
Cílem amatérských i profesionálních astronomů bylo sledovat vývoj jasnosti supernovy a určit okamžik jejího maxima. To se nakonec také povedlo. Podle odhadů k tomu mělo dojít v prvních březnových dnech a tyto odhady se skutečně naplnily. Mezinárodní tým astronomů pod vedením J. Sollermana z Univerzity v Kodani zjistil, že ve viditelném světle nastalo maximum jasnosti supernovy deset dnů poté, co byl zaznamenán původní gama záblesk. Jasnost supernovy nakonec činila +17,5 hvězdné velikosti.
Na konci hvězdného života
Exploze supernovy je vlastně závěrečným stádiem života hmotnějších hvězd. Představíme-li si naše Slunce či hvězdu dokonce ještě těžší, dospěje tato v pozdější fázi svého vývoje do stádia zvaného červený obr (či veleobr). Veškerý vodík v jádře hvězdy byl už přeměněn v hélium, zatímco vodík v atmosféře nadále hoří, což vede k jejímu rozpínání. Poloměr hvězdy může dosáhnout desítek i stovek poloměrů Slunce. Až do tohoto stádia dospěje tato naše mateřská hvězda, bude Země její atmosférou zcela pohlcena a prostě se vypaří jako kapka vody.
Rozpínání plynné obálky hvězdy je doprovázeno smršťováním jádra, ve kterém se hélium začne přeměňovat na těžší prvky a celý příběh se opakuje. Konečným výsledkem je vznik degenerovaného jádra o velikosti Země, tedy jakéhosi bílého trpaslíka „zabaleného“ do rozsáhlého ale řídkého oblaku plazmatu.
Další vývoj už závisí na hmotnosti tohoto jádra. Pokud nepřesáhne takzvanou Chandrasekharovu mez, tedy 1,4 hmotnosti Slunce, příběh začíná ztrácet nádech dramatičnosti. Hvězda se zbaví svého plynného obalu, ze kterého vznikne útvar, který později pozorujeme jako planetární mlhovinu. Uvnitř stále svítí bílý trpaslík, který ovšem postupně chladne a slábne.
Dvojí exploze supernovy
Je-li ovšem hmotnost jádra větší než zmíněná mez, nastává exploze supernovy. Existují hned dvě možnosti, jak tuto mez překročit, a podle nich také astronomové rozlišují supernovy dvou typů.
Supernova typu I vzniká v těsné dvojhvězdě, ve které bílého trpaslíka obvykle doplňuje normální hvězda. Hmota z této hvězdy proudí na povrch degenerovaného průvodce. Ten se po překročení Chandrasekharovy meze zhroutí do neutronové hvězdy a uvolněná gravitační energie vede k explozi supernovy.
Pro vznik supernovy typu II není žádná další hvězda v okolí zapotřebí. V tomto případě je ovšem nezbytné, aby samotná hvězda byla velmi hmotná. Pokud tento veleobr o průměru i 10 AU (1500 milionů km) váží víc než osm hmotností Slunce, je již dostatečně silný, aby byl schopen dále akumulovat hmotu z vlastní atmosféry a své degenerované jádro nadále zvětšovat. V konečném důsledku hmotnost tohoto jádra opět překročí kritickou mez a…
Ačkoliv u obou typů supernov má tato fáze podobný průběh, jsou mezi oběma zřetelné rozdíly, podle kterých je mohou astronomové identifikovat. Hlavní odlišností je přítomnost či nepřítomnost vodíku ve spektru supernovy. Zatímco u supernov typu I se vodík nevyskytuje, u typu II ano.
Supernova – chameleón
Klasifikace supernovy není ovšem vždy zcela jistá. Astronomové už zaznamenali několik případů, kdy se supernova zachovala doslova jako chameleón a své zařazení brzy změnila. Jen před několika týdny se podařilo astronomům takové chování jedné supernovy vysvětlit.
Krátce po explozi supernovy SN2001ig byl v jejím spektru nalezen vodík a supernova byla zařazena do kategorie II. Po krátkém čase však vodík ze spektra opět zmizel. Supernova by tak měla být překlasifikována jako typ I. K podobné situaci došlo už před několika lety v případě supernovy SN1999j. Později se zjistilo, že za touto změnou stojí blízký společník vybuchlé hvězdy. Nová pozorování SN2001ig prokázala, že tomu je tak i v tomto případě.
Nyní je zřejmé, že hvězdný společník obíhal předchůdce supernovy po výstředné dráze, přičemž z něj odebíral materiál, který taková masivní hvězda Wolf-Rayetova typu ztrácí v obrovských množstvích – tento typ hvězd je totiž známý svým silným hvězdným větrem, kterým ztrácejí stotisícinu až milióntinu hmotnosti našeho Slunce. Každých 40 let, když byly obě hvězdy navzájem nejblíže, společník „odtrhl“ ještě více plynu. V mezihvězdném prostrou vznikly jakési „žmolky“ vodíkového plynu, které vytvářely spirály. Když poté došlo k výbuchu supernovy, další materiál vyvržený z explodující hvězdy se začal mezi těmito spirálami rozpínat. Ačkoliv explodující hvězda žádný vodík už neobsahovala, jeho přítomnost v mezihvězdném prostoru způsobila jeho počáteční nalezení.
Stuart Ryder (Anglo-Australian Observatory) se za pomoci dalekohledu Gemini South na supernovu SN2001ig opět zaměřil tři roky po její explozi. Její bezprostřední okolí se částečně vyčistilo od trosek hvězdné exploze a dalekohled zde odhalil žluto-zelený objekt. „Věříme, že je to společník,“ říká Stuart Ryder. „Je příliš červený na to, aby se jednalo o ionizovaný vodík a příliš modrý, aby to byla část pozůstatku supernovy samotné.“
Proč to zpoždění?
Podle výše zmíněného modelu kolapsaru (zhroucená hvězda s velkou hustotou a silnou gravitací) neproudí plyn na degenerované jádro přímo, ale prostřednictvím tzv. akrečního disku, tedy něčeho jako Saturnův prstenec. Silná magnetická pole část dopadajícího materiálu směrují do dvou úzkých, protilehlých svazků, ve kterých se šíří rychlostí blízkou rychlosti světla. Rázové vlny vytvářejí ve svazcích gama záření, zatímco samotná hvězda, či přesněji její atmosféra, je odfouknuta explozí supernovy. Trosky exploze zpočátku brání světlu, aby uniklo z oblasti výbuchu. Postupně se ale rozptýlí, čímž umožní záření z této oblasti uniknout. Proto je exploze ve viditelném záření pozorovatelná až s určitým časovým odstupem.
Vědci se konečně dočkali
Blízkost supernovy SN2006aj je pro astronomy naprosto zásadní. Model kolapsaru, přestože je velmi úspěšný, zanechává i řadu ještě nevysvětlených otázek. Například není jasné, proč jen některé supernovy jsou doprovázeny záblesky záření gama. Rádiová pozorování provedená Alicií Soderberg a jejím týmem ukazují, že se tak stává dokonce jenom v jednom procentu případů. Stan Woosley (University of California, USA), jeden z autorů modelu, se domnívá, že klíčem k pochopení je rozdílná rotace hvězd, které končí jako supernovy. Obě supernovy, SN1998bw i SN2006aj, mezi ně ovšem patřily.
Pocity astronomů asi nejlépe shrnuje Dale Frail, když říká: „Na blízký gama záblesk jsme čekali několik let.“ Nyní se tedy vědci dočkali a věří, že probíhající jev jim napoví mnohé o těchto, stále ještě ne zcela vysvětlených úkazech. Několik blízkých případů může být mnohem užitečnějších než rozsáhlejší vzorek vzdálených supernov.
Observatoř Swift
byla postavena v rámci programu NASA. Na oběžnou dráhu ji vynesla 20. listopadu 2004 raketa Delta 2. Družice nese širokoúhlý teleskop pro detekci záblesků gama záření, který je schopen s přesností úhlové minuty určit jejich polohu na obloze. Vzhledem ke své citlivosti by měl během předpokládané dvouleté činnosti zaznamenat asi 200 GRB.
Během 15 sekund dostanou zjištěnou polohu také pozemské dalekohledy. Do minuty od první detekce se družice sama natočí tak, aby se na danou pozici zaměřila svými dalekohledy pro rentgenové, ultrafialové a viditelné záření.
Hardware družice byl připraven vědci ze Spojených států, Velké Británie a Itálie. Na projektu se však podílí i odborníci z řady dalších zemí.
Záblesky gama záření
Jedná se o nejmocnější exploze ve vesmíru od jeho vniku (od Velkého třesku). Poprvé byly zachyceny v 60. letech minulého století americkými družicemi Vela, které sledovaly pokusné jaderné výbuchy. Gama záblesky přicházejí ze všech směrů na obloze a trvají od několika milisekund až po několik stovek sekund.
Zatím není zcela jisté, co tyto procesy způsobuje. Zřejmě neexistuje jediná konkrétní příčina, ale různé typy záblesků mohou být způsobeny odlišnými procesy. Může se například jednat o vznik černé díry při masivní hvězdné explozi, srážku dvou černých děr či neutronových hvězd. Odpovědi na tyto otázky nacházejí vědci postupně za pomoci kosmické observatoře Swift.
Supernova v Magellanově mračnu
24. února vybuchla ve Velkém Magellanově mračnu supernova SN1987a. Vzhledem ke vzdálenosti této satelitní galaxie Mléčné dráhy, která činí pouhých 170 000 světelných roků, se stala ostře sledovaným objektem. Blíže nebyla žádná exploze supernovy pozorována po několik století. SN1987a zazářila jako sto miliónů Sluncí.
Hubbleův kosmický dalekohled sleduje vývoj pozůstatku této supernovy už po mnoho let. Jeho snímky odhalily řadu jasných bodů na rozpínajícím se plynném prstenci. Ty jsou zřejmě způsobeny kolizemi nadzvukových rázových vln s plynem v prstenci, ke kterým dochází rychlostí více než milión kilometrů za hodinu.
Supernovy v naší galaxii
Roland Diehl (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics) se svými spolupracovníky studoval zastoupení vzácného izotopu hliníku 26 v naší galaxii. Při každé explozi supernovy se do okolního vesmíru dostane asi 0,00015 hmotnosti Slunce tohoto izotopu. Z měření družice Integral Evropské kosmické agentury ESA vyplývá, že v galaxii se nachází přibližně 2,8 hmotnosti Slunce izotopu Al26. S přihlédnutím k jeho poločasu rozpadu to znamená, že za posledních milión let muselo vybuchnout na 20 000 supernov, což v průměru vychází na jednu každých 50 let.
Zřejmě zatím poslední supernovu v Mléčné dráze ale pozoroval britský astronom John Flamsteed už v roce 1680. Dnes její pozůstatek vidíme na obloze jako objekt nesoucí označení Cassiopeia A. Některé výbuchy mohou samozřejmě zrakům astronomů uniknout.
