Supernova
Supernova je výbuch obří hvězdy. Obvykle k ní dochází, když její jaderná fúze nedokáže udržet jádro proti vlastní gravitaci. Jádro se zhroutí a exploduje.
Největší supernovy se nazývají hyperobři a menší supernovy se nazývají superobři. Jsou mohutné: díky gravitaci spotřebovávají svou energii velmi rychle. Obvykle žijí jen několik milionů let.
Během exploze může celková energie vyzářená supernovami na krátkou dobu zastínit celý výkon galaxie. Vyzařují energii rovnající se energii za celou dobu života hvězdy podobné Slunci. Výbuch odfoukne hvězdný materiál směrem od hvězdy, a to rychlostí až 30 000 km/s nebo 10 % rychlosti světla. To vyvolá rázovou vlnu do okolního mezihvězdného prostředí. Ta vymetá rozpínající se slupku plynu a prachu, kterou vidíme jako pozůstatek po supernově. Po výbuchu se z toho, co zůstane, stane černá díra nebo neutronová hvězda.
Většina hvězd je malá a nevybuchuje. Stávají se chladnějšími a menšími a stávají se z nich bílí trpaslíci.
K výbuchům supernov dochází jen zřídka. V naší galaxii, Mléčné dráze, došlo k poslední supernově v roce 1604. Supernovy můžeme pozorovat i v jiných galaxiích. Každý rok vidíme 300 supernov v jiných galaxiích, protože galaxií je velmi mnoho. Někdy jsou jasnější než celý zbytek galaxie.
Typy
Supernovy se obvykle dělí na supernovy typu I a typu II.
Supernovy typu I mají absorpční čáry, které ukazují, že v nich není vodík. Supernovy typu Ia jsou velmi jasné po krátkou dobu. Poté velmi rychle ztratí na jasnosti. Supernovy typu Ia vznikají, když bílý trpaslík obíhá kolem velké hvězdy. Někdy bílý trpaslík z velké hvězdy vysává hmotu. Když bílý trpaslík dosáhne asi 1,4násobku hmotnosti Slunce, zhroutí se. Tím vzniká spousta energie a světla, a proto jsou supernovy velmi jasné. Typ 1a má většinou stejnou jasnost. Díky tomu je lze používat jako sekundární standardní svíčku pro měření vzdálenosti k hostitelským galaxiím.
Supernovy typu II mají absorpční čáry, které ukazují, že obsahují vodík. Hvězda musí mít nejméně osminásobek a nejvýše čtyřicetkrát až padesátkrát větší hmotnost než Slunce, aby mohla projít tímto typem exploze.
Ve hvězdě, jako je Slunce, se při jaderné fúzi mění vodík na helium. Ve velmi velkých hvězdách se helium mění na kyslík atd. Ve hvězdě dochází ke slučování prvků se stále vyšší hmotností, až vznikne jádro ze železa a niklu. Fúze železa nebo niklu nevytváří žádný čistý energetický výkon, takže k další fúzi již nemůže dojít. Kolaps jádra je však tak rychlý (asi 23 % rychlosti světla), že vznikne obrovská rázová vlna. Extrémně vysoká teplota a tlak trvají dostatečně dlouho na to, aby se na krátký okamžik vytvořily prvky těžší než železo. V závislosti na počáteční velikosti hvězdy vytvoří zbytky jádra neutronovou hvězdu nebo černou díru.
Supernovy a život
Bez supernov by na Zemi nebyl život. Mnoho chemických prvků totiž vzniklo právě při explozích supernov. Tyto prvky se nazývají "těžké prvky". Těžké prvky jsou potřebné pro vznik živých organismů. Supernova je jediný způsob, jak mohou těžké prvky vzniknout. Ostatní prvky vznikly fúzí ve hvězdách. Těžké prvky potřebují ke svému vzniku velmi vysokou teplotu a tlak. Při výbuchu machové supernovy jsou teplota a tlak tak vysoké, že těžké prvky mohou vzniknout. Vědci tomu říkají nukleosyntéza v supernově.
Výbuch supernovy v těsné blízkosti Země by mohl být nebezpečný. Výbuch je velmi velký a vzniká mnoho druhů nebezpečného záření. Nemusíme se však bát. Pouze velmi velké hvězdy mohou explodovat jako supernovy. V blízkosti Země žádné dostatečně velké hvězdy nejsou, a pokud by byly, trvalo by to miliony let, než by k tomu došlo.
Důležité supernovy
SN 1572 pozoroval Tycho Brahe. Tato supernova pomohla astronomům zjistit, že věci ve vesmíru se mohou měnit. SN 1604 pozoroval Johannes Kepler. Byla to poslední supernova, která byla dostatečně blízko, aby ji bylo možné pozorovat ze severní polokoule Země bez dalekohledu. SN 1987A je jedinou supernovou, která byla tak blízko, že z ní vědci mohli najít neutrina. SN 1987A byla také dostatečně jasná, aby ji bylo možné pozorovat bez dalekohledu. Viděli ji lidé na jižní polokouli.
Účinky na Zemi
Na Zemi jsou stopy po minulých supernovách. Stopy radioaktivního železa-60, které je silným indikátorem trosek supernovy, jsou pohřbeny na mořském dně po celém světě.
"Místní bublina" je balonovitá oblast horkého plynu o průměru 600 světelných let. Obklopuje Sluneční soustavu a dominuje našemu hvězdnému okolí. Vznikla v důsledku výbuchu více než tuctu supernov v blízkém pohyblivém shluku hvězd. Stalo se tak před 2,3 až 1,5 miliony let. To zhruba odpovídá začátku pleistocénní doby ledové. Souvislost může být náhodná.
Související stránky
Otázky a odpovědi
Otázka: Co je to supernova?
Odpověď: Supernova je výbuch obří hvězdy, ke kterému dojde, když její jaderná fúze nedokáže udržet jádro proti vlastní gravitaci, což způsobí její zhroucení a výbuch.
Otázka: Jaké typy hvězd vytvářejí supernovy?
Odpověď: Největší hvězdy, které vytvářejí supernovy, jsou hyperobři a menší hvězdy jsou superobři.
Otázka: Kolik energie supernovy vyzařují?
Odpověď: Supernovy vyzařují energii rovnající se energii za celou dobu života hvězdy podobné Slunci. Vyzařují také celkovou energii, která krátce předčí celý výkon galaxie.
Otázka: Jak rychle se materiál z hvězdy během exploze pohybuje?
Odpověď: Během exploze se materiál z hvězdy pohybuje rychlostí až 30 000 km/s, tedy 10 % rychlosti světla.
Otázka: Co se stane po výbuchu?
Odpověď: Po výbuchu se z hvězdy stane buď černá díra, nebo neutronová hvězda.
Otázka: Exploduje většina hvězd jako supernovy?
Odpověď: Ne, většina hvězd je malá a nevybuchuje jako supernovy. Po fázi červeného obra se ochladí a zmenší a stanou se z nich bílí trpaslíci.
Otázka: Kdy lidé naposledy viděli supernovu v naší galaxii, Mléčné dráze?
Odpověď: Naposledy lidé viděli supernovu v naší galaxii, Mléčné dráze, v roce 1604.
