Astronomov? ofici?ln? ozn?mili jednu z nejv?znamn?j??ch ud?lost? ve v?deck?m sv?t?: v roce 2022 budeme moci ze Zem? pouh?m okem spat?it unik?tn? ?kaz – jeden z nejjasn?j??ch v?buch? supernov. Podle p?edpov?d? p?e?ene z??en? v?t?iny hv?zd v na?? galaxii.

Hovo??me o bl?zk? bin?rn? soustav? KIC 9832227 v souhv?zd? Labut?, kterou od n?s d?l? 1800 sv?teln?ch let. Hv?zdy v tomto syst?mu jsou um?st?ny tak bl?zko sebe, ?e sd?lej? spole?nou atmosf?ru a rychlost jejich rotace se neust?le zvy?uje (nyn? je doba ob?hu 11 hodin).

Profesor Larry Molnar z Calvin College v USA hovo?il na v?ro?n?m zased?n? Americk? astronomick? spole?nosti o mo?n? kolizi, kter? se o?ek?v? zhruba za p?t let (dej nebo vezmi jeden rok). P?edv?dat takov? vesm?rn? katastrofy je podle n?j pom?rn? obt??n? – v?zkum trval n?kolik let (astronomov? za?ali hv?zdn? p?r studovat ji? v roce 2013).

Prvn?, kdo takovou p?edpov?? u?inil, byl Daniel Van Noord, Molnar?v v?zkumn? asistent (v t? dob? je?t? student).

"Zkoumal, jak barva hv?zdy koreluje s jej? jasnost?, a navrhl, ?e m?me co do ?in?n? s bin?rn?m objektem, skute?n? bl?zk?m bin?rn?m syst?mem - syst?mem, kde dv? hv?zdy sd?lej? atmosf?ru, jako dv? j?dra ara??d? pod stejnou sko??pkou." - Molnar vysv?tluje v tiskov? zpr?v?.

V roce 2015, po n?kolika letech pozorov?n?, Molnar ?ekl sv?m koleg?m o p?edpov?di: astronomov? pravd?podobn? za?ij? explozi podobnou zrodu supernovy V1309 v souhv?zd? ?t?ra v roce 2008. Ne v?ichni v?dci vzali jeho prohl??en? v??n?, ale nyn?, po nov?ch pozorov?n?ch, Larry Molnar toto t?ma znovu nastolil a p?edlo?il je?t? v?ce dat. Spektroskopick? pozorov?n? a zpracov?n? v?ce ne? 32 tis?c sn?mk? z?skan?ch z r?zn?ch dalekohled? vylou?ilo jin? sc?n??e v?voje ud?lost?.

Astronomov? v???, ?e kdy? do sebe hv?zdy naraz?, ob? zem?ou, ale ne d??ve, ne? uvoln? spoustu sv?tla a energie, vytvo?? ?ervenou supernovu a zv??? jas dvojhv?zdy desettis?ckr?t. Supernova bude viditeln? na obloze jako sou??st souhv?zd? Labut? a Severn?ho k???e. Bude to poprv?, kdy budou moci odborn?ci i amat??i sledovat dvojhv?zdy p??mo v okam?iku jejich smrti.

"Bude to velmi dramatick? zm?na na obloze a kdokoli ji bude moci vid?t. Nebudete pot?ebovat dalekohled, abyste mi v roce 2023 ?ekli, zda jsem m?l pravdu nebo ne. I kdy? absence v?buchu bude zklam?n?m, jak?koli alternativn? v?sledek bude stejn? zaj?mav?,“ dod?v? Molner.

P?edpov?? podle astronom? opravdu nelze br?t na lehkou v?hu: experti maj? poprv? mo?nost pozorovat posledn?ch p?r let ?ivota hv?zd p?ed jejich splynut?m.

Budouc? v?zkum odhal? mnoh? o takov?ch bin?rn?ch syst?mech a jejich vnit?n?ch procesech, stejn? jako o d?sledc?ch rozs?hl? kolize. K „v?buch?m“ tohoto druhu podle statistik doch?z? p?ibli?n? jednou za deset let, ale je to poprv?, kdy dojde ke sr??ce hv?zd. D??ve nap??klad v?dci pozorovali v?buch.

P?edtisk Molnarova mo?n?ho budouc?ho p??sp?vku (dokument PDF) si m??ete p?e??st na webov?ch str?nk?ch akademie.

Mimochodem, v roce 2015 astronomov? ESA objevili jeden unik?t v mlhovin? Tarantule, jej?? ob??n? dr?hy jsou od sebe neuv??iteln? bl?zko. V?dci p?edpov?d?li, ?e v ur?it?m okam?iku takov? sousedstv? skon?? tragicky: nebesk? t?lesa se bu? spoj? v jedinou hv?zdu gigantick? velikosti, nebo dojde k explozi supernovy, kter? d? vzniknout dvojhv?zdn?mu syst?mu.

P?ipome?me si tak?, ?e d??ve jsme mluvili o tom, jak exploze supernovy.

Starov?k? letopisy a kroniky n?m ??kaj?, ?e se ob?as na obloze n?hle objevily hv?zdy v?jime?n? velk? jasnosti. Rychle se zv??il jas a pak pomalu, b?hem n?kolika m?s?c?, zmizel a p?estal b?t vid?t. Bl?zko maxim?ln? jasnosti byly tyto hv?zdy viditeln? i ve dne. Nejv?razn?j?? ohniska byla v letech 1006 a 1054, informace o nich jsou obsa?eny v ??nsk?ch a japonsk?ch pojedn?n?ch. V roce 1572 takov? hv?zda vzpl?la v souhv?zd? Cassiopeia a pozoroval ji vynikaj?c? astronom Tycho Brahe a v roce 1604 pozoroval podobnou erupci v souhv?zd? Ophiuchus Johannes Kepler. Od t? doby, b?hem ?ty? stolet? „teleskopick?“ ?ry v astronomii, nebyly ??dn? takov? z?blesky pozorov?ny. S rozvojem pozorovac? astronomie v?ak v?zkumn?ci za?ali detekovat pom?rn? velk? mno?stv? podobn?ch z?blesk?, i kdy? nedosahovaly p??li? vysok? jasnosti. Tyto hv?zdy, kter? se n?hle objevily a brzy zmizely jako beze stopy, se za?aly naz?vat „novy“. Zd?lo se, ?e hv?zdy z let 1006 a 1054, hv?zdy Tycha a Keplera, byly stejn? z?blesky, jen velmi bl?zko, a proto jasn?j??. Jen?e se uk?zalo, ?e tomu tak nen?. V roce 1885 si astronom Hartwig na observato?i v Tartu v?iml objeven? nov? hv?zdy ve zn?m? mlhovin? Andromeda. Tato hv?zda dos?hla 6. viditeln? magnitudy, to znamen?, ?e s?la jej?ho z??en? byla pouze 4kr?t men?? ne? u cel? mlhoviny. Pak to astronomy nep?ekvapilo: konec konc?, povaha mlhoviny v Andromed? byla nezn?m?, p?edpokl?dalo se, ?e to byl jen oblak prachu a plynu docela bl?zko Slunce. Teprve ve 20. letech dvac?t?ho stolet? se kone?n? uk?zalo, ?e mlhovina Andromeda a dal?? spir?ln? mlhoviny jsou obrovsk? hv?zdn? syst?my, kter? se skl?daj? ze stovek miliard hv?zd a jsou od n?s vzd?len? miliony sv?teln?ch let. V mlhovin? Andromeda byly tak? objeveny z?blesky oby?ejn?ch nov, viditeln? jako objekty o velikosti 17-18. Bylo jasn?, ?e hv?zda z roku 1885 p?ed?ila hv?zdy Novaya v s?le z??en? desetitis?ckr?t; na kr?tkou dobu se jej? jas t?m?? rovnal jasu obrovsk?ho hv?zdn?ho syst?mu! Je z?ejm?, ?e povaha t?chto ohnisek mus? b?t odli?n?. Pozd?ji byly tyto nejsiln?j?? erupce naz?v?ny „Supernovy“, ve kter?ch p?edpona „super“ znamenala jejich v?t?? radia?n? s?lu, a ne jejich v?t?? „novost“.

Hled?n? a pozorov?n? supernovy

V?buchy supernov za?aly b?t pom?rn? ?asto zaznamen?ny na fotografi?ch vzd?len?ch galaxi?, ale tyto objevy byly n?hodn? a nemohly poskytnout informace pot?ebn? k vysv?tlen? p???iny a mechanismu t?chto grandi?zn?ch vzplanut?. V roce 1936 v?ak astronomov? Baade a Zwicky, pracuj?c? na observato?i Palomar v USA, zah?jili systematick? systematick? hled?n? supernov. M?li k dispozici dalekohled Schmidtova syst?mu, kter? umo??oval fotografovat oblasti o velikosti n?kolika des?tek ?tvere?n?ch stup?? a poskytoval velmi jasn? sn?mky i slab?ch hv?zd a galaxi?. Porovn?n?m fotografi? jedn? oblasti oblohy po??zen?ch o n?kolik t?dn? pozd?ji si ?lov?k mohl snadno v?imnout vzhledu nov?ch hv?zd v galaxi?ch, kter? byly na fotografi?ch jasn? viditeln?. Pro fotografov?n? byly vybr?ny oblasti oblohy, kter? byly nejbohat?? na bl?zk? galaxie, kde jejich po?et na jednom sn?mku mohl dos?hnout n?kolika des?tek a pravd?podobnost detekce supernov byla nejv?t??.

V roce 1937 se Baadovi a Zwickymu poda?ilo objevit 6 supernov. Mezi nimi byly docela jasn? hv?zdy 1937C a 1937D (astronomov? se rozhodli ozna?it supernovy p?id?n?m p?smen k roku objevu, ukazuj?c? po?ad? objevu v aktu?ln?m roce), kter? dosahovaly maxim?ln? 8 a 12 magnitud. Pro n? byly z?sk?ny sv?teln? k?ivky - z?vislost zm?ny jasnosti v ?ase - a velk? mno?stv? spektrogram? - fotografi? spekter hv?zdy, ukazuj?c? z?vislost intenzity z??en? na vlnov? d?lce. Na n?kolik desetilet? se tento materi?l stal z?kladem pro v?echny v?zkumn?ky, kte?? se sna?ili odhalit p???iny v?buch? supernov.

Bohu?el druh? sv?tov? v?lka p?eru?ila tak ?sp??n? zapo?at? pozorovac? program. Systematick? hled?n? supernov na observato?i Palomar bylo obnoveno a? v roce 1958, ale s v?t??m dalekohledem Schmidtova syst?mu, kter? umo?nil fotografovat hv?zdy a? do 22-23 magnitudy. Od roku 1960 se k t?to pr?ci p?ipojila ?ada dal??ch observato?? po cel?m sv?t?, kde byly k dispozici vhodn? teleskopy. V SSSR byly takov? pr?ce prov?d?ny na krymsk? stanici SAI, kde byl instalov?n astrografick? dalekohled s pr?m?rem ?o?ky 40 cm a velmi velk?m zorn?m polem - t?m?? 100 ?tvere?n?ch stup??, a na Abastumani Astrophysical Observatory v Gruzii - na Schmidtov? dalekohledu se vstupn?m otvorem 36 cm A na Krymu a v Abastumani bylo u?in?no mnoho objev? supernov. Z ostatn?ch observato?? do?lo k nejv?t??mu po?tu objev? na observato?i Asiago v It?lii, kde fungovaly dva dalekohledy syst?mu Schmidt. Observato? Palomar v?ak p?esto z?stala l?drem jak v po?tu objev?, tak v maxim?ln? velikosti hv?zd dostupn?ch pro detekci. Dohromady bylo v 60. a 70. letech objeveno a? 20 supernov ro?n? a jejich po?et za?al rychle nar?stat. Ihned po objevu za?ala fotometrick? a spektroskopick? pozorov?n? na velk?ch dalekohledech.

V roce 1974 zem?el F. Zwicky a brzy bylo p?tr?n? po supernovech na observato?i Palomar zastaveno. Po?et objeven?ch supernov se sn??il, ale od po??tku 80. let se za?al op?t zvy?ovat. Na ji?n? obloze – na observato?i Cerro el Roble v Chile – byly spu?t?ny nov? vyhled?vac? programy a nad?enci do astronomie za?ali objevovat supernovy. Uk?zalo se, ?e pomoc? mal?ch amat?rsk?ch dalekohled? s 20-30 cm ?o?kami lze docela ?sp??n? hledat jasn? v?buchy supernov a systematicky vizu?ln? pozorovat konkr?tn? soubor galaxi?. Nejv?t??ho ?sp?chu dos?hl kn?z z Austr?lie Robert Evans, kter?mu se od po??tku 80. let poda?ilo objevit a? 6 supernov ro?n?. Nen? divu, ?e profesion?ln? astronomov? vtipkovali o jeho „p??m?m spojen? s nebesy“.

V roce 1987 byla objevena nejjasn?j?? supernova 20. stolet? – SN 1987A v galaxii Velk?ho Magellanova mra?na, kter? je „satelitem“ na?? Galaxie a je od n?s vzd?len? pouze 55 kiloparsek?. Po n?jakou dobu byla tato supernova viditeln? i pouh?m okem, dosahovala maxim?ln? jasnosti asi 4 magnitudy. Pozorovat jej v?ak bylo mo?n? pouze na ji?n? polokouli. Pro tuto supernovu byla z?sk?na ?ada fotometrick?ch a spektr?ln?ch pozorov?n?, kter? byla jedine?n? svou p?esnost? a dobou trv?n?, a nyn? astronomov? pokra?uj? ve sledov?n? toho, jak se vyv?j? proces p?em?ny supernovy na rozp?naj?c? se plynnou mlhovinu.

Supernova 1987A. Vlevo naho?e je fotografie oblasti, kde explodovala supernova, po??zen? dlouho p?ed exploz?. Hv?zda, kter? brzy vybuchne, je ozna?ena ?ipkou. Vpravo naho?e je fotografie stejn? oblasti oblohy, kdy? byla supernova bl?zko maxim?ln? jasnosti. N??e je uvedeno, jak vypad? supernova 12 let po v?buchu. Prstence kolem supernovy jsou mezihv?zdn? plyn (??ste?n? vyvr?en? hv?zdou p?ed supernovou p?ed v?buchem), ionizovan? b?hem v?buchu a d?le z???c?.

V polovin? 80. let bylo jasn?, ?e ?ra fotografie v astronomii kon??. Rychle vylep?en? CCD p?ij?ma?e byly mnohokr?t lep?? ne? fotografick? emulze v citlivosti a zaznamenan?m rozsahu vlnov?ch d?lek, p?i?em? rozli?en? byly prakticky stejn?. Obraz z?skan? CCD kamerou bylo mo?n? okam?it? vid?t na obrazovce po??ta?e a porovnat jej s d??ve z?skan?mi, ale u fotografie trval proces vyvol?v?n?, su?en? a porovn?v?n? v nejlep??m p??pad? jeden den. Jedin? zb?vaj?c? v?hoda fotografick?ch desek - schopnost fotografovat velk? oblasti oblohy - se tak? uk?zala jako nepodstatn? pro hled?n? supernov: dalekohled s CCD kamerou mohl samostatn? z?skat sn?mky v?ech galaxi? dopadaj?c?ch na fotografickou desku, v ?ase srovnateln?m s fotografickou expozic?. Objevily se projekty pln? automatizovan?ch program? pro vyhled?v?n? supernov, ve kter?ch je dalekohled nam??en na vybran? galaxie podle p?edem zadan?ho programu a v?sledn? sn?mky jsou po??ta?em porovn?v?ny s t?mi, kter? byly z?sk?ny d??ve. Pouze v p??pad?, ?e je detekov?n nov? objekt, vy?le po??ta? sign?l astronomovi, kter? zjist?, zda byl v?buch supernovy skute?n? detekov?n. V 90. letech za?al takov? syst?m, vyu??vaj?c? 80cm odrazn? dalekohled, fungovat na Lickov? observato?i (USA).

Dostupnost jednoduch?ch CCD kamer pro astronomick? nad?ence vedla k tomu, ?e p?ech?zej? od vizu?ln?ch pozorov?n? k CCD pozorov?n? a pak se hv?zdy a? do 18. a dokonce 19. magnitudy st?vaj? dostupn?mi pro dalekohledy s 20-30 cm ?o?kami. Zaveden? automatizovan?ho vyhled?v?n? a rostouc? po?et amat?rsk?ch astronom?, kte?? hledaj? supernovy pomoc? CCD kamer, vedlo k explozi v po?tu objev?: nyn? je ro?n? objeveno v?ce ne? 100 supernov a celkov? po?et objev? p?es?hl 1500. V posledn?ch letech se tak? rozb?hlo p?tr?n? po velmi vzd?len?ch a slab?ch supernov?ch na nejv?t??ch dalekohledech s pr?m?rem zrcadla 3-4 metry. Uk?zalo se, ?e studie supernov, dosahuj?c?ch maxim?ln? jasnosti 23-24 magnitud, mohou poskytnout odpov?di na mnoho ot?zek o struktu?e a osudu cel?ho Vesm?ru. Za jednu noc pozorov?n? s takov?mi dalekohledy vybaven?mi nejpokro?ilej??mi CCD kamerami lze objevit v?ce ne? 10 vzd?len?ch supernov! N?kolik sn?mk? takov?ch supernov je zobrazeno na obr?zku n??e.

T?m?? pro v?echny v sou?asnosti objevovan? supernovy je mo?n? z?skat alespo? jedno spektrum a u mnoh?ch jsou sv?teln? k?ivky zn?m? (i to je velk? z?sluha amat?rsk?ch astronom?). Tak?e objem pozorovac?ho materi?lu, kter? je k dispozici pro anal?zu, je velmi velk? a zd?lo by se, ?e v?echny ot?zky o povaze t?chto grandi?zn?ch jev? mus? b?t vy?e?eny. Bohu?el tomu tak zat?m nen?. Pod?vejme se bl??e na hlavn? ot?zky, kter?m v?zkumn?ci supernov ?el?, a na nejpravd?podobn?j?? odpov?di na n? dnes.

Klasifikace supernov, sv?teln? k?ivky a spektra

P?ed vyvozen?m jak?chkoli z?v?r? o fyzik?ln? povaze jevu je nutn? dokonale porozum?t jeho pozorovateln?m projev?m, kter? je t?eba ??dn? klasifikovat. P?irozen?, ?pln? prvn? ot?zka, kter? p?ed v?zkumn?ky supernov vyvstala, byla, zda jsou stejn?, a pokud ne, jak se li?? a zda je lze klasifikovat. Ji? prvn? supernovy objeven? Baadem a Zwickym vykazovaly v?razn? rozd?ly ve sv?teln?ch k?ivk?ch a spektrech. V roce 1941 navrhl R. Minkowski rozd?len? supernov na dva hlavn? typy na z?klad? povahy jejich spekter. Do I. typu za?adil supernovy, jejich? spektra byla zcela odli?n? od spekter v?ech tehdy zn?m?ch objekt?. Zcela chyb?ly ??ry nejb??n?j??ho prvku ve Vesm?ru – vod?ku, cel? spektrum sest?valo z ?irok?ch maxim a minim, kter? nebylo mo?n? identifikovat, ultrafialov? ??st spektra byla velmi slab?. Supernovy byly klasifikov?ny jako typ II, jejich? spektra vykazovala ur?itou podobnost s „oby?ejn?mi“ novinkami v p??tomnosti velmi intenzivn?ch emisn?ch ?ar vod?ku, ultrafialov? ??st jejich spektra je jasn?.

Spektra supernov typu I z?stala z?hadn? po t?i desetilet?. Teprve pot?, co Yu.P. Pskovsky uk?zal, ?e p?sy ve spektrech nejsou ni??m jin?m ne? ?seky spojit?ho spektra mezi ?irok?mi a sp??e hlubok?mi absorp?n?mi ?arami, se identifikace spekter supernov typu I posunula vp?ed. Byla identifikov?na ?ada absorp?n?ch ?ar, p?edev??m nejintenzivn?j?? linie jednotliv? ionizovan?ho v?pn?ku a k?em?ku. Vlnov? d?lky t?chto ?ar jsou posunuty na fialovou stranu spektra v d?sledku Dopplerova jevu ve sko??pce rozp?naj?c? se rychlost? 10-15 tis?c km za sekundu. Je extr?mn? obt??n? identifikovat v?echny ??ry ve spektrech supernov typu I, proto?e jsou zna?n? roz???en? a vz?jemn? se p?ekr?vaj?; Krom? zm?n?n?ho v?pn?ku a k?em?ku se poda?ilo identifikovat linie ho???ku a ?eleza.

Anal?za spekter supernov n?m umo?nila vyvodit d?le?it? z?v?ry: v pl??t?ch vyvr?en?ch b?hem v?buchu supernovy I. typu nen? t?m?? ??dn? vod?k; zat?mco slo?en? obal? supernov typu II je t?m?? stejn? jako slo?en? slune?n? atmosf?ry. Rychlost expanze slupek je od 5 do 15-20 tis?c km/s, teplota fotosf?ry se pohybuje kolem maxima - 10-20 tis?c stup??. Teplota rychle kles? a po 1-2 m?s?c?ch dos?hne 5-6 tis?c stup??.

Li?ily se i sv?teln? k?ivky supernov: pro typ I byly v?echny velmi podobn?, maj? charakteristick? tvar s velmi rychl?m n?r?stem jasnosti na maximum, kter? netrv? d?le ne? 2-3 dny, rychl? pokles jasnosti o 3 magnitudy za 25-40 dn? a n?sledn? pomal? rozpad, t?m?? line?rn? na stupnici magnitudy, co? odpov?d? exponenci?ln?mu poklesu sv?tivosti.

Sv?teln? k?ivky supernov typu II se uk?zaly b?t mnohem rozmanit?j??. N?kter? byly podobn? sv?teln?m k?ivk?m supernov I. typu, jen s pomalej??m a del??m poklesem jasu a? do za??tku line?rn?ho „ocasu“, u jin?ch ihned po maximu za?ala oblast t?m?? konstantn? jasnosti - tzv. tzv. „plateau“, kter? m??e trvat a? 100 dn?. Pot? lesk prudce kles? a dosahuje line?rn?ho „ocasu“. V?echny ran? sv?teln? k?ivky byly z?sk?ny z fotografick?ch pozorov?n? v tzv. fotografick?m magnitudov?m syst?mu, odpov?daj?c?m citlivosti b??n?ch fotografick?ch desek (rozsah vlnov?ch d?lek 3500-5000 A). Pou?it? fotovizu?ln?ho syst?mu (5000-6000 A) nav?c umo?nilo z?skat d?le?it? informace o zm?n? barevn?ho indexu (nebo jednodu?e „barvy“) supernov: uk?zalo se, ?e po maximu supernovy oba typy nep?etr?it? „?ervenaj?“, to znamen?, ?e hlavn? ??st z??en? se posouv? sm?rem k del??m vln?m. Toto z?erven?n? se zastav? ve f?zi line?rn?ho poklesu jasu a m??e b?t dokonce nahrazeno „modrost?“ supernov.

Supernovy typu I a typu II se nav?c li?ily v typech galaxi?, ve kter?ch explodovaly. Supernovy typu II byly objeveny pouze ve spir?ln?ch galaxi?ch, kde se hv?zdy v sou?asn? dob? st?le tvo?? a jsou zde jak star?, m?lo hmotn? hv?zdy, tak mlad?, hmotn? a „kr?tkotrvaj?c?“ (jen n?kolik milion? let) hv?zdy. Supernovy typu I se vyskytuj? ve spir?ln?ch i eliptick?ch galaxi?ch, kde se nep?edpokl?d?, ?e by k intenzivn? tvorb? hv?zd doch?zelo po miliardy let.

V t?to podob? se klasifikace supernov udr?ela a? do poloviny 80. let. Za??tek ?irok?ho pou??v?n? CCD p?ij?ma?? v astronomii umo?nil v?razn? zv??it mno?stv? a kvalitu pozorovac?ho materi?lu. Modern? za??zen? umo?nilo z?skat spektrogramy pro slab?, d??ve nep??stupn? p?edm?ty; s mnohem v?t?? p?esnost? bylo mo?n? ur?it intenzity a ???ky ?ar a registrovat slab?? ??ry ve spektrech. CCD p?ij?ma?e, infra?erven? detektory a p??stroje namontovan? na kosmick?ch lod?ch umo?nily pozorovat supernovy v cel?m rozsahu optick?ho z??en? od ultrafialov?ho a? po vzd?len? infra?erven?; Bylo tak? provedeno gama, rentgenov? a r?diov? pozorov?n? supernov.

V d?sledku toho se zd?nliv? zaveden? bin?rn? klasifikace supernov za?ala rychle m?nit a st?vat se slo?it?j??. Uk?zalo se, ?e supernovy typu I nejsou zdaleka tak homogenn?, jak se zd?lo. Spektra t?chto supernov vykazovala v?znamn? rozd?ly, z nich? nejv?znamn?j?? byla intenzita jednotliv? ionizovan? k?em?kov? ??ry, pozorovan? p?i vlnov? d?lce asi 6100 A. Pro v?t?inu supernov typu I byla tato absorp?n? ??ra bl?zko maxim?ln? jasnosti nejn?padn?j??m znakem. ve spektru, ale u n?kter?ch supernov prakticky chyb?l a nejintenzivn?j?? byly absorp?n? ??ry helia.

Tyto supernovy byly ozna?eny Ib a „klasick?“ supernovy typu I byly ozna?eny Ia. Pozd?ji se uk?zalo, ?e n?kter? supernovy Ib tak? postr?daj? heliov? ??ry a naz?valy se typ Ic. Tyto nov? typy supernov se od „klasick?ch“ supernov Ia li?ily sv?mi sv?teln?mi k?ivkami, kter? se uk?zaly b?t zna?n? r?znorod?, i kdy? se tvarem podobaly sv?teln?m k?ivk?m supernov Ia. Supernovy typu Ib/c se tak? uk?zaly jako zdroje r?diov? emise. V?echny byly objeveny ve spir?ln?ch galaxi?ch, v oblastech, kde mohlo ned?vno doj?t ke vzniku hv?zd a kde st?le existuj? pom?rn? hmotn? hv?zdy.

Sv?teln? k?ivky supernov Ia v ?erven?m a infra?erven?m spektr?ln?m rozsahu (p?sy R, I, J, H, K) byly velmi odli?n? od d??ve studovan?ch k?ivek v p?smech B a V. Pokud je na k?ivce patrn? „rameno“ v R 20 dn? po maximu, pak ve filtru I a del??ch rozsaz?ch vlnov?ch d?lek se objev? skute?n? druh? maximum. N?kter? supernovy Ia v?ak toto druh? maximum nemaj?. Tyto supernovy se tak? vyzna?uj? svou ?ervenou barvou p?i maxim?ln? jasnosti, sn??enou sv?tivost? a n?kter?mi spektr?ln?mi rysy. Prvn? takov? supernova byla SN 1991bg a objekty j? podobn? se dodnes naz?vaj? zvl??tn? supernovy Ia nebo „supernovy typu 1991bg“. Jin? typ supernovy Ia se naopak vyzna?uje zv??enou sv?tivost? v maximu. Vyzna?uj? se ni???mi intenzitami absorp?n?ch ?ar ve spektrech. „Prototyp“ pro n? je SN 1991T.

Je?t? v 70. letech 20. stolet? byly supernovy typu II rozd?leny podle povahy jejich sv?teln?ch k?ivek na „line?rn?“ (II-L) a ty s „n?horn? plo?inou“ (II-P). N?sledn? za?alo b?t objevov?no v?ce a v?ce supernov II, kter? ve sv?ch sv?teln?ch k?ivk?ch a spektrech vykazovaly ur?it? rysy. Dv? nejjasn?j?? supernovy posledn?ch let se tedy ve sv?ch sv?teln?ch k?ivk?ch v?razn? li?? od ostatn?ch supernov typu II: 1987A a 1993J. Oba m?ly ve sv?ch sv?teln?ch k?ivk?ch dv? maxima: po erupci jas rychle klesal, pak za?al znovu nar?stat a teprve po druh?m maximu za?alo fin?ln? sl?bnut? sv?tivosti. Na rozd?l od supernov Ia bylo druh? maximum pozorov?no ve v?ech spektr?ln?ch rozsaz?ch a pro SN 1987A bylo mnohem jasn?j?? ne? prvn? v rozsaz?ch del??ch vlnov?ch d?lek.

Ze spektr?ln?ch znak? byla nej?ast?j?? a nejpatrn?j?? p??tomnost, spolu s ?irok?mi emisn?mi ?arami charakteristick?mi pro rozp?naj?c? se sko??pky, tak? syst?m ?zk?ch emisn?ch nebo absorp?n?ch ?ar. Tento jev je s nejv?t?? pravd?podobnost? zp?soben p??tomnost? hust?ho obalu obklopuj?c?ho hv?zdu p?ed v?buchem; takov? supernovy jsou ozna?eny II-n.

Statistiky supernovy

Jak ?asto se supernovy vyskytuj? a jak jsou distribuov?ny v galaxi?ch? Na tyto ot?zky by m?ly odpov?d?t statistick? studie supernov.

Zd?lo by se, ?e odpov?? na prvn? ot?zku je docela jednoduch?: mus?te pozorovat n?kolik galaxi? dostate?n? dlouhou dobu, spo??tat v nich pozorovan? supernovy a po?et supernov vyd?lit dobou pozorov?n?. Uk?zalo se v?ak, ?e ?as pokryt? pom?rn? pravideln?mi pozorov?n?mi byl st?le p??li? kr?tk? na jednozna?n? z?v?ry pro jednotliv? galaxie: ve v?t?in? byla pozorov?na pouze jedna nebo dv? vzplanut?. Pravda, v n?kter?ch galaxi?ch ji? bylo zaregistrov?no pom?rn? velk? mno?stv? supernov: rekordmanem je galaxie NGC 6946, ve kter? bylo od roku 1917 objeveno 6 supernov. Tyto ?daje v?ak neposkytuj? p?esn? ?daje o ?etnosti v?skytu ohnisek. Za prv?, p?esn? ?as pozorov?n? t?to galaxie nen? zn?m, a za druh?, pro n?s t?m?? sou?asn? v?buchy by ve skute?nosti mohly b?t odd?leny pom?rn? velk?mi ?asov?mi ?seky: koneckonc? sv?tlo ze supernov se uvnit? galaxie pohybuje jinou dr?hou a jeho velikost ve sv?teln?ch letech je mnohem del?? ne? doba pozorov?n?. V sou?asn? dob? je mo?n? odhadnout frekvenci vzplanut? pouze pro ur?it? soubor galaxi?. K tomu je nutn? pou??t pozorovac? data z hled?n? supernov: ka?d? pozorov?n? poskytuje ur?itou „efektivn? dobu sledov?n?“ pro ka?dou galaxii, kter? z?vis? na vzd?lenosti od galaxie, na limitn? velikosti hled?n? a na povaze. sv?teln? k?ivky supernovy. U r?zn?ch typ? supernov se bude doba pozorov?n? stejn? galaxie li?it. P?i kombinov?n? v?sledk? pro v?ce galaxi? je nutn? vz?t v ?vahu jejich rozd?ly v hmotnosti a sv?tivosti a tak? v morfologick?m typu. V sou?asnosti je zvykem normalizovat v?sledky na sv?tivost galaxi? a kombinovat data pouze pro galaxie s podobn?mi typy. Ned?vn? pr?ce zalo?en? na kombinaci dat z n?kolika program? pro vyhled?v?n? supernov p?inesla n?sleduj?c? v?sledky: v eliptick?ch galaxi?ch jsou pozorov?ny pouze supernovy typu Ia a v „pr?m?rn?“ galaxii se sv?tivost? 10 10 slune?n?ch jas? jedna supernova vybuchne p?ibli?n? ka?d?ch 500 let. Ve spir?ln? galaxii o stejn? sv?tivosti vybuchuj? supernovy Ia jen o m?lo vy??? frekvenci, ale p?id?vaj? se k nim supernovy typu II a Ib/c a celkov? rychlost vzplanut? je p?ibli?n? jednou za 100 let. Frekvence vzplanut? je p?ibli?n? ?m?rn? sv?tivosti galaxi?, to znamen?, ?e u ob??ch galaxi? je mnohem vy???: konkr?tn? NGC 6946 je spir?ln? galaxie se sv?tivost? 2,8 10 10 slune?n?ch jas?, tak?e mohou b?t asi t?i vzplanut?. o?ek?van? v n?m za 100 let a 6 v n?m pozorovan?ch supernov lze pova?ovat za nep??li? velkou odchylku od pr?m?rn? frekvence. Na?e Galaxie je men?? ne? NGC 6946 a lze v n? o?ek?vat jeden v?buch v pr?m?ru ka?d?ch 50 let. Je v?ak zn?mo, ?e za posledn? tis?cilet? byly v Galaxii pozorov?ny pouze ?ty?i supernovy. Je zde rozpor? Ukazuje se, ?e ne – ostatn? v?t?inu Galaxie p?ed n?mi skr?vaj? vrstvy plynu a prachu a okol? Slunce, ve kter?m byly tyto 4 supernovy pozorov?ny, tvo?? jen malou ??st Galaxie.

Jak jsou supernovy distribuov?ny v galaxi?ch? Samoz?ejm? je zat?m mo?n? studovat pouze souhrnn? rozlo?en? redukovan? na n?jakou „pr?m?rnou“ galaxii, stejn? jako rozlo?en? vzhledem k detail?m struktury spir?ln?ch galaxi?. Mezi tyto ??sti pat?? p?edev??m spir?lov? obj?mky; v pom?rn? bl?zk?ch galaxi?ch jsou tak? jasn? viditeln? oblasti aktivn? tvorby hv?zd, identifikovan? mra?ny ionizovan?ho vod?ku - oblast H II, nebo shluky jasn? modr?ch hv?zd - asociace OB. Studie prostorov?ho rozlo?en?, kter? se mnohokr?t opakovaly s rostouc?m po?tem objeven?ch supernov, p?inesly n?sleduj?c? v?sledky. Rozlo?en? supernov v?ech typ? podle vzd?lenosti od st?ed? galaxi? se od sebe jen m?lo li?? a je podobn? rozlo?en? sv?tivosti – hustota kles? od st?edu k okraj?m podle exponenci?ln?ho z?kona. Rozd?ly mezi typy supernov se projevuj? v rozlo?en? vzhledem k oblastem vzniku hv?zd: pokud jsou supernovy v?ech typ? soust?ed?ny ve spir?ln?ch ramenech, pak se v oblastech H II soust?ed? pouze supernovy typu II a Ib/c. M??eme doj?t k z?v?ru, ?e ?ivotnost hv?zdy produkuj?c? z?blesky typu II nebo Ib/c je od 10 6 do 10 7 let a pro typ Ia je to asi 10 8 let. Supernovy Ia jsou v?ak pozorov?ny i v eliptick?ch galaxi?ch, kde se p?edpokl?d?, ?e neexistuj? hv?zdy mlad?? ne? 10 9 let. Existuj? dv? mo?n? vysv?tlen? tohoto rozporu – bu? je povaha v?buch? supernov Ia ve spir?ln?ch a eliptick?ch galaxi?ch odli?n?, nebo v n?kter?ch eliptick?ch galaxi?ch st?le pokra?uje tvorba hv?zd a jsou p??tomny mlad?? hv?zdy.

Teoretick? modely

Na z?klad? souhrnu pozorovac?ch dat v?dci dosp?li k z?v?ru, ?e v?buch supernovy by m?l b?t posledn?m stupn?m ve v?voji hv?zdy, po kter?m p?estane existovat ve sv? p?edchoz? podob?. Energie v?buchu supernovy se skute?n? odhaduje na 10 50 - 10 51 erg, co? p?evy?uje typick? hodnoty gravita?n? vazebn? energie hv?zd. Energie uvoln?n? p?i v?buchu supernovy je v?ce ne? dostate?n? k ?pln?mu rozpt?len? hmoty hv?zdy ve vesm?ru. Jak? hv?zdy a kdy kon?? sv?j ?ivot v?buchem supernovy, jak? je povaha proces? vedouc?ch k tak gigantick?mu uvoln?n? energie?

Pozorovac? data ukazuj?, ?e supernovy se d?l? na n?kolik typ?, li??c?ch se chemick?m slo?en?m obal? a jejich hmotnost?, povahou uvol?ov?n? energie a spojen?m s r?zn?mi typy hv?zdn?ch populac?. Supernovy typu II jsou jasn? spojeny s mlad?mi, hmotn?mi hv?zdami a jejich obaly obsahuj? velk? mno?stv? vod?ku. Proto jsou jejich vzplanut? pova?ov?ny za kone?nou f?zi v?voje hv?zd, jejich? po??te?n? hmotnost je v?ce ne? 8-10 hmotnost? Slunce. V centr?ln?ch ??stech takov?ch hv?zd se p?i reakc?ch jadern? f?ze uvol?uje energie, po??naje nejjednodu???mi – vznikem helia p?i f?zi jader vod?ku a kon?e tvorbou jader ?eleza z k?em?ku. ?elezn? j?dra jsou v p??rod? nejstabiln?j?? a p?i splynut? se neuvol?uje ??dn? energie. Kdy? se tedy j?dro hv?zdy stane ?elezem, uvol?ov?n? energie se v n?m zastav?. J?dro neodol? gravita?n?m sil?m a rychle se smr?t? – zhrout?. Procesy prob?haj?c? b?hem kolapsu nejsou je?t? zdaleka pln? vysv?tleny. Je v?ak zn?mo, ?e pokud se ve?ker? hmota v j?d?e hv?zdy p?em?n? na neutrony, m??e odolat gravita?n?m sil?m. J?dro hv?zdy se zm?n? na „neutronovou hv?zdu“ a kolaps se zastav?. V tomto p??pad? se uvoln? obrovsk? energie, kter? vstoup? do obalu hv?zdy a zp?sob? jej? expanzi, kterou vid?me jako v?buch supernovy. Pokud se v?voj hv?zdy d??ve odehr?val „potichu“, pak by jej? ob?lka m?la m?t polom?r stokr?t v?t?? ne? polom?r Slunce a m?la by zadr?ovat dostate?n? mno?stv? vod?ku k vysv?tlen? spektra supernov typu II. Pokud se v?t?ina obalu ztratila b?hem evoluce v bl?zk?m bin?rn?m syst?mu nebo n?jak?m jin?m zp?sobem, pak ve spektru nebudou ??dn? vod?kov? ??ry – uvid?me supernovu typu Ib nebo Ic.

U m?n? hmotn?ch hv?zd prob?h? evoluce jinak. Po sp?len? vod?ku se z j?dra stane helium a za??n? reakce p?em?ny h?lia na uhl?k. J?dro se v?ak nezah?eje na tak vysokou teplotu, aby za?aly f?zn? reakce zahrnuj?c? uhl?k. J?dro nem??e uvolnit dostatek energie a smr??uje se, ale v tomto p??pad? je stla?en? zastaveno elektrony um?st?n?mi v j?d?e. J?dro hv?zdy se prom?n? v takzvan?ho „b?l?ho trpasl?ka“ a obal se rozpt?l? ve vesm?ru ve form? planet?rn? mlhoviny. Indick? astrofyzik S. Chandrasekhar uk?zal, ?e b?l? trpasl?k m??e existovat pouze tehdy, je-li jeho hmotnost men?? ne? asi 1,4 hmotnosti Slunce. Pokud se b?l? trpasl?k nach?z? v dostate?n? bl?zk?m bin?rn?m syst?mu, m??e hmota za??t proudit z oby?ejn? hv?zdy k b?l?mu trpasl?kovi. Hmotnost b?l?ho trpasl?ka postupn? nar?st? a p?i p?ekro?en? limitu doch?z? k explozi, p?i kter? doch?z? k rychl?mu termonukle?rn?mu spalov?n? uhl?ku a kysl?ku p?ech?zej?c?m v radioaktivn? nikl. Hv?zda je zcela zni?ena a v rozp?naj?c? se sko??pce doch?z? k radioaktivn?mu rozpadu niklu na kobalt a n?sledn? na ?elezo, kter? dod?v? energii pro z??i slupky. Takto exploduj? supernovy typu Ia.

Modern? teoretick? studie supernov jsou p?edev??m v?po?ty na nejv?konn?j??ch po??ta??ch model? exploduj?c?ch hv?zd. Bohu?el se zat?m nepoda?ilo vytvo?it model, kter? by od pozdn? f?ze v?voje hv?zd vedl k explozi supernovy a jej?m pozorovateln?m projev?m. St?vaj?c? modely v?ak pom?rn? dob?e popisuj? sv?teln? k?ivky a spektra naprost? v?t?iny supernov. Obvykle se jedn? o model pl??t? hv?zdy, do kter?ho je „manu?ln?“ vlo?ena energie exploze, po kter? za??n? jej? expanze a oh?ev. I p?es velk? obt??e spojen? se slo?itost? a rozmanitost? fyzik?ln?ch proces? do?lo v t?to oblasti v?zkumu v posledn?ch letech k velk?mu pokroku.

Vliv supernov na ?ivotn? prost?ed?

V?buchy supernov maj? siln? a r?znorod? dopad na okoln? mezihv?zdn? prost?ed?. Ob?lka supernovy, vyvr?en? obrovskou rychlost?, nab?r? a stla?uje plyn, kter? ji obklopuje. Mo?n? by to mohlo v?st ke vzniku nov?ch hv?zd z oblak? plynu. Energie v?buchu je tak velk?, ?e doch?z? k synt?ze nov?ch prvk?, zejm?na t?ch t????ch ne? ?elezo. Materi?l obohacen? o t??k? prvky je rozptylov?n v?buchy supernov po cel? galaxii, co? m? za n?sledek vznik hv?zd po exploz?ch supernov obsahuj?c?ch v?ce t??k?ch prvk?. Uk?zalo se, ?e mezihv?zdn? m?dium v „na??“ oblasti Ml??n? dr?hy je natolik obohacen? o t??k? prvky, ?e na Zemi byl mo?n? vznik ?ivota. Za to mohou p??mo supernovy! Supernovy zjevn? tak? generuj? proudy ??stic s velmi vysokou energi? - kosmick? z??en?. Tyto ??stice, pronikaj?c? na zemsk? povrch atmosf?rou, mohou zp?sobit genetick? mutace, d?ky kter?m doch?z? k evoluci ?ivota na Zemi.

Supernovy n?m vypr?v?j? o osudu vesm?ru

Supernovy, a zejm?na supernovy typu Ia, pat?? mezi nejjasn?j?? objekty ve tvaru hv?zdy ve vesm?ru. S aktu?ln? dostupn?m vybaven?m lze proto studovat i velmi vzd?len? supernovy.

Mnoho supernov Ia bylo objeveno v pom?rn? bl?zk?ch galaxi?ch, jejich? vzd?lenost lze ur?it n?kolika zp?soby. V sou?asnosti se za nejp?esn?j?? pova?uje ur?ov?n? vzd?lenost? na z?klad? zd?nliv? jasnosti jasn?ch prom?nn?ch hv?zd ur?it?ho typu – cefeid. Pou?it? vesm?rn?ho dalekohledu. Hubble objevil a studoval velk? mno?stv? cefeid v galaxi?ch vzd?len?ch od n?s ve vzd?lenosti asi 20 megaparsek?. Dostate?n? p?esn? odhady vzd?lenost? t?chto galaxi? umo?nily ur?it sv?tivost supernov typu Ia, kter? v nich vybuchly. Pokud p?edpokl?d?me, ?e vzd?len? supernovy Ia maj? v pr?m?ru stejnou sv?tivost, pak lze vzd?lenost k nim odhadnout z pozorovan? magnitudy p?i maxim?ln? jasnosti.

V?buch supernovy (ozna?ovan? SN) je jev nesrovnateln? v?t??ho rozsahu ne? v?buch novy. Kdy? pozorujeme v?skyt supernovy v jedn? z hv?zdn?ch soustav, jas t?to jedn? hv?zdy je n?kdy stejn?ho ??du jako integr?ln? jasnost cel?ho hv?zdn?ho syst?mu. Hv?zda, kter? vzpl?la v roce 1885 pobl?? st?edu mlhoviny Andromeda, tedy dos?hla jasnosti , zat?mco integr?ln? jasnost mlhoviny je rovna , tj. sv?teln? tok ze supernovy je jen o n?co men?? ne? ?ty?ikr?t men?? ne? tok z mlhoviny. Ve dvou p??padech se uk?zalo, ?e jas supernovy je v?t?? ne? lesk galaxie, ve kter? se supernova objevila. Absolutn? velikosti supernov v maximu jsou bl?zk? , tedy 600kr?t jasn?j?? ne? absolutn? magnituda oby?ejn? novy p?i maxim?ln? jasnosti. Jednotliv? supernovy dosahuj? maxima, kter? je desetimiliardkr?t v?t?? ne? sv?tivost Slunce.

Za posledn? tis?cilet? byly v na?? Galaxii spolehliv? pozorov?ny t?i supernovy: v roce 1054 (v B?ku), v roce 1572 (v Cassiopeii), v roce 1604 (v Ophiuchu). Z?ejm? tak? bez pov?imnut? z?stala exploze supernovy v Cassiopeii kolem roku 1670, ze kter? nyn? zb?v? syst?m l?taj?c?ch plynov?ch vl?ken a siln? r?diov? emise (Cas A). V n?kter?ch galaxi?ch explodovaly v pr?b?hu 40 let t?i nebo dokonce ?ty?i supernovy (v mlhovin?ch NGC 5236 a 6946). V pr?m?ru jedna supernova vybuchne v ka?d? galaxii ka?d?ch 200 let a u t?chto dvou galaxi? je tento interval zkr?cen na 8 let! Mezin?rodn? spolupr?ce po dobu ?ty? let (1957-1961) vy?stila v objev ?ty?iceti dvou supernov. Celkov? po?et pozorovan?ch supernov v sou?asnosti p?esahuje 500.

Podle charakteristiky zm?ny jasnosti se supernovy d?l? na dva typy - I a II (obr. 129); je mo?n?, ?e existuje i typ III, kter? kombinuje supernovy s nejni??? sv?tivost?.

Supernovy typu I se vyzna?uj? kr?tkodob?m maximem (asi t?den), po kter?m v pr?b?hu 20-30 dn? jasnost kles? rychlost? jednoho dne. Pak se p?d zpomal? a pak, dokud se hv?zda nestane neviditelnou, postupuje konstantn? rychlost? za den. Sv?tivost hv?zdy exponenci?ln? kles?, ka?d?ch 55 dn? se sni?uje na polovinu. Nap??klad Supernova 1054 v B?ku dos?hla takov?ho lesku, ?e byla viditeln? ve dne t?m?? m?s?c a jej? viditelnost pouh?m okem trvala dva roky. P?i maxim?ln? jasnosti dosahuje absolutn? magnituda supernov typu I v pr?m?ru , a amplitudy od maxima k minim?ln? jasnosti po v?buchu.

Supernovy typu II maj? ni??? sv?tivost: v maximu je amplituda nezn?m?. Bl?zko maxima jas pon?kud setrv?v?, ale 100 dn? po maximu kles? mnohem rychleji ne? u supernov I. typu, konkr?tn? o 20 dn?.

Supernovy obvykle exploduj? na periferii galaxi?.

Supernovy typu I se nach?zej? v galaxi?ch jak?hokoli tvaru, zat?mco supernovy typu II se nach?zej? pouze ve spir?ln?ch. Oba se ve spir?ln?ch galaxi?ch nej?ast?ji nach?zej? v bl?zkosti rovn?kov? roviny, nejl?pe v ramenech spir?l, a pravd?podobn? se vyh?baj? st?edu galaxie. S nejv?t?? pravd?podobnost? pat?? do ploch? slo?ky (populace I. typu).

Spektra supernov typu I nejsou v ??dn?m p??pad? podobn? spektr?m nov. Byly de?ifrov?ny a? pot?, co byla opu?t?na my?lenka velmi ?irok?ch emisn?ch p?sem a tmav? mezery byly vn?m?ny jako velmi ?irok? absorp?n? p?sy, siln? posunut? do fialov? o hodnotu DH, odpov?daj?c? p?ibli?ovac?m rychlostem od 5000 do 20 000 km/ s.

R??e. 129. Fotografick? sv?teln? k?ivky supernov typu I a II. Naho?e je zm?na jasnosti dvou supernov typu I, kter? v roce 1937 vybuchly t?m?? sou?asn? v mlhovin?ch IC 4182 a NGC 1003. Juli?nsk? dny jsou vyneseny na ose x. N??e je syntetick? sv?teln? k?ivka t?? supernov typu II, z?skan? odpov?daj?c?m posunem jednotliv?ch sv?teln?ch k?ivek pod?l osy magnitudy (ordin?ta vlevo neozna?en?). ??rkovan? k?ivka p?edstavuje zm?nu jasu supernovy I. typu. Na ose x jsou vyneseny dny od libovoln?ho za??tku

Toto jsou rychlosti expanze obal? supernov! Je z?ejm?, ?e p?ed maximem a poprv? po maximu je spektrum supernovy podobn? spektru veleobra, jeho? barevn? teplota je asi 10 000 K nebo vy??? (ultrafialov? nadbytek je asi );

brzy po maximu teplota z??en? klesne na 5-6 tis?c Kelvin?. Ale spektrum z?st?v? bohat? na ??ry ionizovan?ch kov?, prim?rn? CaII (jak ultrafialov? dublet, tak infra?erven? triplet), heliov? (HeI) ??ry jsou dob?e zastoupeny a ?etn? dus?kov? (NI) ??ry jsou velmi n?padn? a vod?kov? ??ry jsou identifikov?ny s velkou nejistotou. Samoz?ejm?, ?e v ur?it?ch f?z?ch erupce se ve spektru nach?zej? i emisn? ??ry, ale ty jsou kr?tkodob?. Velmi velk? ???ka absorp?n?ch ?ar se vysv?tluje velk?m rozptylem rychlost? ve vyvr?en?ch plynov?ch obalech.

Spektra supernov typu II jsou podobn? spektr?m b??n?ch nov: ?irok? emisn? ??ry ohrani?en? na fialov? stran? absorp?n?mi ?arami, kter? maj? stejnou ???ku jako emise. Charakteristick? je p??tomnost velmi n?padn?ch Balmerov?ch ?ar vod?ku, sv?tl? a tmav?. Velk? ???ka absorp?n?ch ?ar vytvo?en?ch v pohybuj?c? se slupce, v t? jej? ??sti, kter? le?? mezi hv?zdou a pozorovatelem, ukazuje jak na rozptyl rychlost? ve slupce, tak na jej? obrovskou velikost. Zm?ny teploty u supernov typu II jsou podobn? jako u supernov typu I a rychlost expanze dosahuje a? 15 000 km/s.

Existuje korelace, i kdy? ne p??li? striktn?, mezi typy supernov a jejich um?st?n?m v Galaxii nebo ?etnost? v?skytu v galaxi?ch r?zn?ch typ?. Supernovy typu I se nach?zej? p?ednostn? mezi hv?zdnou populac? sf?rick? slo?ky a zejm?na v eliptick?ch galaxi?ch a supernovy typu II naopak mezi diskovou populac?, ve spir?ln?ch a vz?cn? i nepravideln?ch mlhovin?ch. Nicm?n? v?echny supernovy pozorovan? ve Velk?m Magellanov? mra?nu byly typu I. Kone?n? produkt supernov v jin?ch galaxi?ch je obecn? nezn?m?. S amplitudou p?ibli?n? supernov pozorovan?ch v jin?ch galaxi?ch by p?i minim?ln? jasnosti m?ly b?t objekty, tedy zcela nep??stupn? pro pozorov?n?.

V?echny tyto okolnosti mohou pomoci p?i zji??ov?n?, jak? hv?zdy mohou b?t – p?edzv?sti supernov. V?skyt supernov typu I v eliptick?ch galaxi?ch s jejich star?mi populacemi n?m umo??uje pova?ovat pre-supernovy za star? hv?zdy s n?zkou hmotnost?, kter? spot?ebovaly ve?ker? sv?j vod?k. Naproti tomu supernovy typu II, kter? se vyskytuj? prim?rn? ve spir?ln?ch ramenech bohat?ch na plyn, trv? asi roky, ne? progenitory projdou ramenem, tak?e jsou star? asi sto milion? let. B?hem t?to doby ji mus? hv?zda, po??naje hlavn? posloupnost?, opustit, kdy? je vod?kov? palivo v jej?ch hlubin?ch vy?erp?no. N?zkohmotn? hv?zda nebude m?t ?as proj?t t?mto st?diem, a proto prekurzor supernovy typu II mus? m?t hmotnost nem?n? a b?t mladou OB hv?zdou a? do v?buchu.

Pravda, v??e zm?n?n? v?skyt supernov typu I ve Velk?m Magellanov? mra?nu pon?kud naru?uje spolehlivost popsan?ho obr?zku.

Je p?irozen? p?edpokl?dat, ?e prekurzorem supernovy I. typu je b?l? trpasl?k s hmotnost? asi , bez vod?ku. Ale stalo se tak, proto?e to bylo sou??st? bin?rn?ho syst?mu, ve kter?m se masivn?j?? ?erven? obr vzd?v? sv? hmoty prudk?m proud?n?m, tak?e to, co z n?j zbude, je nakonec degenerovan? j?dro - b?l? trpasl?k uhl?k-kysl?k. slo?en? a b?val? satelit se s?m stane ob??m a za?ne pos?lat hmotu zp?t do b?l?ho trpasl?ka a vytvo?? tam sko??pku H = He. Jeho hmotnost se tak? zvy?uje, kdy? se bl??? limitu (18,9) a jeho centr?ln? teplota se zvy?uje na 4-10 ° K, p?i kter? se uhl?k „vzn?t?“.

V oby?ejn? hv?zd? se s rostouc? teplotou zvy?uje tlak, kter? podp?r? nadlo?n? vrstvy. U degenerovan?ho plynu v?ak tlak z?vis? pouze na hustot?, s teplotou se nezv?t?? a p?ekr?vaj?c? se vrstvy budou sp??e klesat sm?rem ke st?edu, ne? aby se roztahovaly, aby kompenzovaly rostouc? teplotu. J?dro a p?ilehl? vrstvy se zhrout? (zhrout?). Pokles se prudce zrychluje, dokud zv??en? teplota degeneraci neodstran?, a pak se hv?zda za?ne „marn?m pokusem“ o stabilizaci rozp?nat, zat?mco se p?es ni pro?ene vlna spalov?n? uhl?ku. Tento proces trv? vte?inu a? dv?, za tu dobu se prom?n? l?tka o hmotnosti asi jedn? hmotnosti Slunce, jej?? rozpad (s uvol?ov?n?m -kvant a pozitron?) udr?uje ve slupce vysokou teplotu, rychle expanduje do velikost? des?tek a. e. Vznik? (s polo?asem rozpadu), z jeho? rozpadu se objevuje v mno?stv? asi B?l? trpasl?k je zni?en a? do konce. Neexistuje v?ak ??dn? zjevn? d?vod pro vznik neutronov? hv?zdy. Mezit?m ve zbytc?ch v?buchu supernovy nenajdeme znateln? mno?stv? ?eleza, ale najdeme neutronov? hv?zdy (viz n??e). Tyto skute?nosti jsou hlavn?m probl?mem prezentovan?ho modelu v?buchu supernovy I. typu.

Ale vysv?tlen? mechanismu v?buchu supernovy typu II nar??? na je?t? v?t?? pot??e. Jeho p?edch?dce z?ejm? nen? sou??st? bin?rn?ho syst?mu. S velkou hmotnost? (v?ce ne? ) se vyv?j? nez?visle a rychle, za??v? jednu po druh? f?ze spalov?n? H, He, C, O na Na a Si a d?le na j?dro Fe-Ni. Ka?d? nov? f?ze se aktivuje, kdy? je p?edchoz? vy?erp?na, kdy se po ztr?t? schopnosti p?sobit proti gravitaci j?dro zhrout?, teplota stoupne a nastoup? dal?? f?ze. Pokud dojde k Fe-Ni f?zi, zdroj energie zmiz?, proto?e ?elezn? j?dro je zni?eno vlivem vysokoenergetick?ch foton? na mnoha ??stic?ch a tento proces je endotermick?. Pom?h? kolapsu. A u? nen? energie schopn? zastavit hrout?c? se sko??pku.

A j?dro m? schopnost p?ej?t do stavu ?ern? d?ry (viz str. 289) p?es f?zi neutronov? hv?zdy prost?ednictv?m reakce.

Dal?? v?voj jev? se st?v? velmi nejasn?m. Bylo navr?eno mnoho mo?nost?, ale nevysv?tluj?, jak, kdy? se j?dro zhrout?, je pl??? vyhozen.

Pokud jde o popisnou str?nku v?ci, p?i hmotnosti pl??t? dovnit? a rychlosti vyst?elov?n? asi 2000 km/s energie na to vynalo?en? dosahuje , radiace b?hem erupce (v?t?inou 70 dn?) je odv?d?na pry?.

K ?vah?m o procesu v?buchu supernovy se je?t? jednou vr?t?me, ov?em s pomoc? studia zbytk? ohnisek (viz § 28).

Hv?zdy ne?ij? v??n?. Tak? se rod? a um?raj?. N?kter? z nich, jako Slunce, existuj? n?kolik miliard let, klidn? dos?hnou vysok?ho v?ku a pak pomalu miz?. Jin? ?ij? mnohem krat?? a bou?liv?j?? ?ivoty a jsou tak? odsouzeni ke katastrofick? smrti. Jejich existenci p?eru?? ob?? exploze a pot? se hv?zda zm?n? v supernovu. Sv?tlo supernovy osv?tluje vesm?r: jej? v?buch je viditeln? na vzd?lenost mnoha miliard sv?teln?ch let. Najednou se na nebi objev? hv?zda, kde p?edt?m, jak se zd?, nebylo nic. Odtud n?zev. Sta?? lid? v??ili, ?e v takov?ch p??padech se nov? hv?zda skute?n? rozsv?t?. Dnes v?me, ?e ve skute?nosti se hv?zda nerod?, ale um?r?, ale jm?no z?st?v? stejn?, supernova.

SUPERNOVA 1987A

V noci z 23. na 24. ?nora 1987 v jedn? z galaxi?, kter? jsou n?m nejbl??e. Ve Velk?m Magellanov? mra?nu, vzd?len?m pouh?ch 163 000 sv?teln?ch let, se objevila supernova v souhv?zd? Doradus. Stala se viditelnou i pouh?m okem, v kv?tnu dos?hla viditeln? magnitudy +3 a v dal??ch m?s?c?ch postupn? ztr?cela svou jasnost, a? se op?t stala neviditelnou bez dalekohledu a dalekohledu.

Sou?asnost a minulost

Supernova 1987A, jak jej? n?zev napov?d?, byla prvn? supernova pozorovan? v roce 1987 a prvn?, kter? byla viditeln? pouh?m okem od ?svitu ?ry dalekohled?. Faktem je, ?e posledn? v?buch supernovy v na?? Galaxii byl pozorov?n ji? v roce 1604, kdy je?t? nebyl vynalezen dalekohled.

Ale co je d?le?it?j??, hv?zda* 1987A poskytla modern?m agronom?m prvn? p??le?itost pozorovat supernovu na relativn? kr?tkou vzd?lenost.

Co tam bylo p?edt?m?

Studie supernovy 1987A uk?zala, ?e se jedn? o supernovu typu II. To znamen?, ?e p?edch?dce nebo p?edch?dce, kter? byl objeven na d??v?j??ch fotografi?ch t?to ??sti oblohy, se uk?zal jako modr? veleobr, jeho? hmotnost byla t?m?? 20kr?t v?t?? ne? hmotnost Slunce. Jednalo se tedy o velmi ?havou hv?zdu, kter? rychle do?lo jadern? palivo.

Jedin?, co po gigantick? explozi zbylo, byl rychle se rozp?naj?c? oblak plynu, uvnit? kter?ho se dosud nikomu nepoda?ilo rozeznat neutronovou hv?zdu, jej?? vzhled se m?l teoreticky o?ek?vat. N?kte?? astronomov? tvrd?, ?e hv?zda je st?le zahalena uvoln?n?mi plyny, zat?mco jin? p?edpokl?dali, ?e se m?sto hv?zdy tvo?? ?ern? d?ra.

?IVOT HV?ZDY

Hv?zdy se rod? jako v?sledek gravita?n? komprese oblaku mezihv?zdn? hmoty, kter? po zah??t? p?ivede jej? centr?ln? j?dro na teploty dostate?n? k zah?jen? termonukle?rn?ch reakc?. N?sledn? v?voj ji? za?ehnut? hv?zdy z?vis? na dvou faktorech: na po??te?n? hmotnosti a chemick?m slo?en?, na prvn?m zejm?na na ur?en? rychlosti spalov?n?. Hv?zdy s v?t?? hmotnost? jsou ?hav?j?? a leh??, ale proto d??ve vyho??. ?ivot hmotn? hv?zdy je tedy krat?? ve srovn?n? s hv?zdou s n?zkou hmotnost?.

Rud? ob?i

O hv?zd?, kter? spaluje vod?k, se ??k?, ?e je ve sv? „prim?rn? f?zi“. V?t?ina ?ivota jak?koli hv?zdy se shoduje s touto f?z?. Nap??klad Slunce bylo v hlavn? f?zi 5 miliard let a z?stane tam dlouho, a kdy? toto obdob? skon??, na?e hv?zda p?ejde do kr?tk? f?ze nestability, po kter? se op?t stabilizuje, tentokr?t v podob? rud?ho obra. ?erven? obr je nesrovnateln? v?t?? a jasn?j?? ne? hv?zdy v hlavn? f?zi, ale tak? mnohem chladn?j??. Antares v souhv?zd? ?t?ra nebo Betelgeuse v souhv?zd? Orion jsou hlavn?mi p??klady ?erven?ch obr?. Jejich barvu lze okam?it? rozpoznat i pouh?m okem.

Kdy? se Slunce zm?n? v ?erven?ho obra, jeho vn?j?? vrstvy „pohlt?“ planety Merkur a Venu?i a dostanou se na ob??nou dr?hu Zem?. Ve f?zi rud?ho obra hv?zdy ztr?cej? v?znamnou ??st vn?j??ch vrstev sv? atmosf?ry a tyto vrstvy tvo?? planet?rn? mlhovinu jako M57, Prstencov? mlhovina v souhv?zd? Lyry nebo M27, mlhovina ?inka v souhv?zd? Vulpecula. Oba jsou skv?l? pro pozorov?n? dalekohledem.

Cesta do fin?le

Od t?to chv?le dal?? osud hv?zdy nevyhnuteln? z?vis? na jej? hmotnosti. Pokud je to m?n? ne? 1,4 hmotnosti Slunce, pak se takov? hv?zda po ukon?en? jadern?ho spalov?n? uvoln? ze sv?ch vn?j??ch vrstev a smr?t? se na b?l?ho trpasl?ka, co? je kone?n? f?ze v?voje hv?zdy s malou hmotnost?. B?l?mu trpasl?kovi bude trvat miliardy let, ne? vychladne a stane se neviditeln?m. Naproti tomu hv?zda s vysokou hmotnost? (nejm?n? 8kr?t hmotn?j?? ne? Slunce), jakmile j? dojde vod?k, p?e?ije spalov?n?m plyn? t????ch ne? vod?k, jako je helium a uhl?k. Takov? hv?zda, kter? pro?la ?adou f?z? komprese a expanze, za?ije po n?kolika milionech let katastrofickou explozi supernovy, kter? vyvrhne obrovsk? mno?stv? vlastn? hmoty do vesm?ru a zm?n? se ve zbytek supernovy. P?ibli?n? do t?dne supernova p?ekro?? jasnost v?ech hv?zd ve sv? galaxii a pot? rychle ztmavne. Ve st?edu z?st?v? neutronov? hv?zda, mal? objekt s gigantickou hustotou. Pokud je hmotnost hv?zdy je?t? v?t??, v d?sledku v?buchu supernovy se neobjevuj? hv?zdy, ale ?ern? d?ry.

TYPY SUPERNOVY

Studiem sv?tla poch?zej?c?ho ze supernov astronomov? zjistili, ?e nejsou v?echny stejn? a lze je klasifikovat v z?vislosti na chemick?ch prvc?ch zastoupen?ch v jejich spektrech. Zvl??tn? roli zde hraje vod?k: pokud spektrum supernovy obsahuje ??ry potvrzuj?c? p??tomnost vod?ku, pak je klasifikov?na jako typ II; pokud takov? ??ry nejsou, klasifikuje se jako typ I. Supernovy typu I se d?l? do podt??d la, lb a l s p?ihl?dnut?m k dal??m prvk?m spektra.

R?zn? povaha v?buch?

Klasifikace typ? a podtyp? odr??? rozmanitost mechanism?, kter? jsou z?kladem exploze a r?zn? typy progenitorov?ch hv?zd. K v?buch?m supernov jako SN 1987A doch?z? v posledn?m v?vojov?m st?diu hv?zdy s velkou hmotnost? (v?ce ne? 8n?sobek hmotnosti Slunce).

Supernovy typu lb a lc jsou v?sledkem kolapsu centr?ln?ch ??st? hmotn?ch hv?zd, kter? ztratily zna?nou ??st sv?ho vod?kov?ho obalu v d?sledku siln?ho hv?zdn?ho v?tru nebo v d?sledku p?esunu hmoty na jinou hv?zdu v bin?rn?m syst?mu.

R?zn? p?edch?dci

V?echny supernovy typ? lb, lc a II poch?zej? z hv?zd populace I, tedy z mlad?ch hv?zd soust?ed?n?ch v disc?ch spir?ln?ch galaxi?. Supernovy typu la zase poch?zej? ze star?ch hv?zd populace II a lze je pozorovat jak v eliptick?ch galaxi?ch, tak v j?drech spir?ln?ch galaxi?. Tento typ supernovy poch?z? z b?l?ho trpasl?ka, kter? je sou??st? bin?rn?ho syst?mu a stahuje materi?l ze sv?ho souseda. Kdy? hmotnost b?l?ho trpasl?ka dos?hne sv? meze stability (tzv. Chandrasekharovy mez), za?ne rychl? proces f?ze uhl?kov?ch jader a dojde k explozi, v jej?m? d?sledku hv?zda vyhod? v?t?inu sv? hmoty.

R?zn? sv?tivost

R?zn? t??dy supernov se od sebe li?? nejen sv?m spektrem, ale tak? maxim?ln? sv?tivost?, kter? p?i v?buchu dosahuj?, a t?m, jak p?esn? tato sv?tivost v ?ase kles?. Supernovy typu I jsou obecn? mnohem jasn?j?? ne? supernovy typu II, ale tak? mnohem rychleji stm?vaj?. Supernovy typu I vydr?? p?i maxim?ln? jasnosti n?kolik hodin a? n?kolik dn?, zat?mco supernovy typu II mohou trvat a? n?kolik m?s?c?. Byla p?edlo?ena hypot?za, podle n?? hv?zdy s velmi velkou hmotnost? (n?kolika des?tekkr?t v?t?? ne? hmotnost Slunce) exploduj? je?t? prud?eji jako „hypernovy“ a jejich j?dro se zm?n? v ?ernou d?ru.

SUPERNOVES V HISTORII

Astronomov? v???, ?e v na?? Galaxii vybuchne v pr?m?ru jedna supernova ka?d?ch 100 let. Po?et historicky dolo?en?ch supernov v posledn?ch dvou tis?cilet?ch v?ak nedosahuje ani 10. Jedn?m z d?vod? m??e b?t skute?nost, ?e supernovy, zejm?na typu II, exploduj? ve spir?ln?ch ramenech, kde je mezihv?zdn? prach mnohem hust??, a tud?? , m??e ztlumit z???c? supernovu.

Prvn?, kterou jsem vid?l

I kdy? v?dci zva?uj? dal?? kandid?ty, dnes se obecn? uzn?v?, ?e prvn? pozorov?n? v?buchu supernovy v historii se datuje do roku 185 na?eho letopo?tu. Zdokumentovali to ??n?t? astronomov?. V ??n? byly tak? pozorov?ny v?buchy galaktick?ch supernov v letech 386 a 393. Pak uplynulo v?ce ne? 600 let a nakonec se na obloze objevila dal?? supernova: v roce 1006 zaz??ila nov? hv?zda v souhv?zd? Vlka, tentokr?t zaznamenan? mimo jin? arabsk?mi a evropsk?mi astronomy. Tato nejjasn?j?? hv?zda (jej?? zd?nliv? magnituda p?i nejvy??? jasnosti dos?hla -7,5) z?stala na obloze viditeln? d?le ne? rok.
.
Krab? mlhovina

Supernova z roku 1054 byla tak? v?jime?n? jasn? (maxim?ln? magnituda -6), ale op?t si j? v?imli pouze ??n?t? astronomov? a mo?n? i ameri?t? indi?ni. Jedn? se pravd?podobn? o nejzn?m?j?? supernovu, nebo? jej?m poz?statkem je Krab? mlhovina v souhv?zd? B?ka, kterou Charles Messier za?adil do sv?ho katalogu pod ??slem 1.

??nsk?m astronom?m tak? dlu??me informace o v?skytu supernovy v souhv?zd? Cassiopeia v roce 1181. Tam explodovala dal?? supernova, tentokr?t v roce 1572. T?to supernovy si v?imli i evrop?t? astronomov?, v?etn? Tycha Brahe, kter? popsal jak jej? vzhled, tak i n?slednou zm?nu jej? jasnosti ve sv? knize „On the New Star“, jej?? n?zev dal vzniknout term?nu, kter? se b??n? pou??v? k ozna?en? takov?ch hv?zd. .

Supernova Tich?

O 32 let pozd?ji, v roce 1604, se na obloze objevila dal?? supernova. Tycho Brahe p?edal tuto informaci sv?mu studentovi Johannesu Keplerovi, kter? za?al „novou hv?zdu“ sledovat a v?noval j? knihu „O nov? hv?zd? na ?pat? Ophiucha“. Tato hv?zda, kterou tak? pozoroval Galileo Galilei, z?st?v? dnes posledn? viditelnou supernovou v na?? Galaxii, kter? explodovala pouh?m okem.

Nen? v?ak pochyb o tom, ?e v Ml??n? dr?ze explodovala dal?? supernova, op?t v souhv?zd? Cassiopeia (souhv?zd?, kter? dr?? rekord t?? galaktick?ch supernov). A?koli neexistuje ??dn? vizu?ln? d?kaz t?to ud?losti, astronomov? na?li zbytek hv?zdy a vypo??tali, ?e mus? odpov?dat explozi, ke kter? do?lo v roce 1667.

Mimo Ml??nou dr?hu astronomov? krom? supernovy 1987A pozorovali tak? druhou supernovu, 1885, kter? explodovala v galaxii Andromeda.

Pozorov?n? supernovy

Lov supernov vy?aduje trp?livost a spr?vnou metodu.

Prvn? je nezbytn?, proto?e nikdo nezaru?uje, ?e budete moci objevit supernovu hned prvn? ve?er. Bez druh?ho se neobejdete, pokud nechcete ztr?cet ?as a chcete opravdu zv??it sv? ?ance na objeven? supernovy. Hlavn?m probl?mem je, ?e je fyzicky nemo?n? p?edpov?d?t, kdy a kde v n?kter? ze vzd?len?ch galaxi? dojde k v?buchu supernovy. Lovec supernov tedy mus? ka?dou noc skenovat oblohu a kontrolovat des?tky galaxi? pe?liv? vybran?ch pro tento ??el.

Co mus?me ud?lat

Jednou z nejb??n?j??ch technik je nam??it dalekohled na konkr?tn? galaxii a porovnat jej? vzhled s d??v?j??m obr?zkem (kresba, fotografie, digit?ln? obr?zek), ide?ln? p?i p?ibli?n? stejn?m zv?t?en?, jak? m? dalekohled, se kter?m se pozorov?n? prov?d?j?. Pokud se tam objevila supernova, okam?it? v?m padne do oka. Dnes m? mnoho amat?rsk?ch astronom? vybaven? hodn? profesion?ln? observato?e, jako jsou po??ta?em ??zen? dalekohledy a CCD kamery, kter? jim umo??uj? po?izovat fotografie hv?zdn? oblohy p??mo v digit?ln?m form?tu. Ale i dnes mnoho pozorovatel? hled? supernovy tak, ?e jednodu?e nam??? dalekohled na konkr?tn? galaxii a d?vaj? se okul?rem v nad?ji, ?e se n?kde objev? dal?? hv?zda.

Jejich v?skyt je sp??e vz?cn?m kosmick?m jevem. V pr?m?ru vybuchnou v pozorovateln?m vesm?ru t?i supernovy za stolet?. Ka?d? takov? erupce je gigantickou kosmickou katastrofou, kter? uvol?uje neuv??iteln? mno?stv? energie. Podle nejhrub??ho odhadu by toto mno?stv? energie mohlo vzniknout p?i sou?asn?m v?buchu mnoha miliard vod?kov?ch bomb.

Dosud neexistuje dostate?n? p?esn? teorie v?buch? supernov, ale v?dci p?edlo?ili zaj?mavou hypot?zu. Na z?klad? slo?it?ch v?po?t? navrhli, ?e b?hem alfa synt?zy prvk? se j?dro nad?le zmen?uje. Teplota v n?m dosahuje fantastick? hodnoty – 3 miliardy stup??. Za takov?ch podm?nek jsou r?zn? procesy v j?d?e v?razn? urychleny; V d?sledku toho se uvol?uje velk? mno?stv? energie. Rychl? stla?en? j?dra znamen? stejn? rychl? stla?en? hv?zdn?ho obalu.

Tak? se velmi zah??v? a jadern? reakce v n?m prob?haj?c? jsou naopak zna?n? urychleny. Doslova b?hem n?kolika sekund se tak uvoln? obrovsk? mno?stv? energie. To vede k v?buchu. Samoz?ejm?, ?e takov?ch podm?nek nen? v?dy dosa?eno, a proto supernovy vzplanou pom?rn? z??dka.

Toto je hypot?za. Budoucnost uk??e, jak maj? v?dci pravdu ve sv?ch p?edpokladech. Sou?asnost ale tak? p?ivedla badatele k naprosto ??asn?m odhad?m. Astrofyzik?ln? metody umo?nily vysledovat, jak kles? sv?tivost supernov. A dopadlo to takto: v prvn?ch dnech po v?buchu sv?tivost velmi rychle kles? a pot? se tento pokles (b?hem 600 dn?) zpomaluje. Nav?c ka?d?ch 55 dn? sv?tivost sl?bne p?esn? na polovinu. Z matematick?ho hlediska k tomuto poklesu doch?z? podle tzv. exponenci?ln?ho z?kona. Dobr?m p??kladem takov?ho z?kona je z?kon radioaktivn?ho rozpadu. V?dci u?inili odv??n? p?edpoklad: uvoln?n? energie po v?buchu supernovy je zp?sobeno radioaktivn?m rozpadem izotopu prvku s polo?asem rozpadu 55 dn?.

Ale kter? izotop a kter? prvek? Tato p?tr?n? pokra?ovala n?kolik let. Beryllium-7 a stroncium-89 byly „kandid?ty“ na roli takov?ch „gener?tor?“ energie. Rozpadly se na polovinu za pouh?ch 55 dn?. Ale nem?li ?anci zkou?ku slo?it: v?po?ty uk?zaly, ?e energie uvoln?n? b?hem jejich beta rozpadu byla p??li? mal?. Jin? zn?m? radioaktivn? izotopy v?ak podobn? polo?as rozpadu nem?ly.

Mezi prvky, kter? na Zemi neexistuj?, se objevil nov? uchaze?. Uk?zalo se, ?e jde o z?stupce transuranov?ch prvk? um?le syntetizovan?ch v?dci. Jm?no ?adatele je kalifornsk?, jeho s?riov? ??slo je devades?t osm. Jeho izotop californium-254 byl p?ipraven v mno?stv? jen asi 30 miliardtin gramu. Ale toto skute?n? bezt??n? mno?stv? sta?ilo k m??en? polo?asu rozpadu izotopu. Uk?zalo se, ?e je to rovn?ch 55 dn?.

A odtud vznikla kuri?zn? hypot?za: je to energie rozpadu Kalifornie-254, kter? zaji??uje neobvykle vysokou sv?tivost supernovy na dva roky. Rozpad kalifornia nast?v? spont?nn?m ?t?pen?m jeho jader; P?i tomto typu rozpadu se j?dro jakoby rozd?l? na dva fragmenty – j?dra prvk? uprost?ed periodick? tabulky.

Ale jak se syntetizuje samotn? Kalifornium? I zde v?dci poskytuj? logick? vysv?tlen?. B?hem stla?en? j?dra p?edch?zej?c?ho v?buchu supernovy se neobvykle urychl? jadern? reakce interakce ji? zn?m?ho neonu-21 s ??sticemi alfa. D?sledkem toho je, ?e se b?hem pom?rn? kr?tk? doby objev? extr?mn? siln? tok neutron?. Proces z?chytu neutron? nast?v? znovu, ale tentokr?t je rychl?. J?dra zvl?dnou absorbovat dal?? neutrony d??ve, ne? podstoup? beta rozpad. Pro tento proces ji? nestabilita transbismutov?ch prvk? nen? p?ek??kou. ?et?z transformac? se nep?eru?? a zapln? se i konec periodick? tabulky. V tomto p??pad? se zjevn? tvo?? i transuranov? prvky, kter? dosud nebyly z?sk?ny v um?l?ch podm?nk?ch.

V?dci vypo??tali, ?e ka?d? exploze supernovy produkuje fantastick? mno?stv? samotn?ho California-254. Z tohoto mno?stv? by bylo mo?n? vyrobit 20 kuli?ek, z nich? ka?d? by v??ila tolik jako na?e Zem?. Jak? je dal?? osud supernovy? Docela rychle um?r?. V m?st? jeho vzplanut? z?stala jen mal?, velmi slab? hv?zda. Vyzna?uje se v?ak neobvykle vysokou hustotou l?tky: j?m napln?n? krabi?ka od z?palek by v??ila des?tky tun. Takov? hv?zdy se naz?vaj? "". Co s nimi bude d?l, zat?m nev?me.

Hmota, kter? je vyvr?ena do vesm?ru, m??e kondenzovat a vytv??et nov? hv?zdy; za?nou novou dlouhou cestu v?voje. V?dci zat?m ud?lali jen obecn? hrub? tahy obrazu p?vodu prvk?, obraz pr?ce hv?zd - velk?ch tov?ren na atomy. Mo?n? toto srovn?n? obecn? vyjad?uje podstatu v?ci: um?lec na pl?tn? na?rt?v? pouze prvn? obrysy budouc?ho um?leck?ho d?la. Hlavn? my?lenka je ji? jasn?, ale mnoho, v?etn? v?znamn?ch detail?, je t?eba je?t? domyslet.

Kone?n? ?e?en? probl?mu p?vodu prvk? bude vy?adovat obrovskou pr?ci v?dc? r?zn?ch specializac?. Je pravd?podobn?, ?e mnoh?, co se n?m nyn? zd? nepochybn?, se ve skute?nosti uk??e jako zhruba p?ibli?n?, nebo dokonce zcela nespr?vn?. V?dci pravd?podobn? budou muset ?elit vzor?m, kter? jsou n?m dosud nezn?m?. Abychom porozum?li nejslo?it?j??m proces?m prob?haj?c?m ve vesm?ru, bude nepochybn? pot?eba nov?ho kvalitativn?ho skoku ve v?voji na?ich p?edstav o n?m.