Na začiatku novembra 1572 sa na oblohe objavila tajomná nádherná hviezda. Svojím jasom prežiarila ostatné hviezdy a vraj sa dala pozorovať aj na dennej oblohe. Nová hviezda (Stella Nova alebo Noua stella) sa asi nielen pre astronómov stala tým najsledovanejším objektom na oblohe. Ale nie na dlho. Jej život bol prekvapivo krátky, prudko zažiarila a potom, ako takmer každá superstar, postupne sa vytrácala z dohľadu. Po asi 18 mesiacoch prestala byť voľným okom viditeľná úplne a do vynálezu ďalekohľadu zostávalo ďalších takmer 40 rokov. Dnes „novú hviezdu“ nazývame Tychovou supernovou, aj keď slávny dánsky astronóm takmer určite nebol jej objaviteľom. Zanechal však podrobné systematické pozorovania a pomocou nich dokázal, že sa nachádza ďaleko za Mesiacom a že Aristoteles, ktorého dielo v tej dobe bolo akousi vedeckou bibliou, sa vo svojej predstave o nemennej ôsmej sfére hviezd mýlil.
Záznamy Tycha Braha o postupnom poklese jasu záhadnej hviezdy prispeli k tomu, že súčasní astronómovia mohli, samozrejme najmä na základe novodobých pozorovaní, určiť, že išlo o supernovu typu Ia. Jej pôvodcom je biely trpaslík - hviezda podobná nášmu Slnku, ale v štádiu, keď jej došlo termonukleárne „palivo“ a väčšinu svojho vodíku premenila na hélium, prípadne v záverečnej, veľmi dynamickej fáze svojej žiarivej kariéry na ťažšie prvky, najmä kyslík a uhlík. Keď hviezda vyčerpá svoje vnútorné zdroje expanzne pôsobiaceho žiarenia, ktoré pri jadrových fúznych reakciách vzniká, už nič nezabráni mocnému gravitačnému zveráku, aby vyhasínajúcu hviezdu s hmotnosťou približne Slnka nestlačil do objemu len o niečo väčšieho ako Zem – do spomínaného bieleho trpaslíka.
Ten je síce malý, ale gravitačne veľmi „príťažlivý“ a ak tvorí s inou, stále aktívnou hviezdou gravitačne viazaný binárny systém dvoch okolo spoločného ťažiska obiehajúcich telies, umožňuje mu to strhávať masy plynu z jej povrchu k sebe. Tým jeho hmotnosť rastie až po limit, ktorý sa nazýva Chandrasekharova medza (asi 1,4 násobok hmotnosti Slnka). Pri nej tlak a teplota stúpnu dostatočne na to, aby v centre bieleho trpaslíka zažali termojadrové reakcie ťažších prvkov, čo v okamihu uvoľní gigantické množstvo energie, ktorá umožní hviezde síce naposledy, ale zato najintenzívnejšie zažiariť v podobe supernovy (v tomto prípade typu Ia). Pri tejto explózii ju obrovská sila rozmetie a zostáva po nej rýchlo sa rozpínajúca prachoplynná hmlovina.
Preto v súčasnosti, po 438 rokoch, Tychovu supernovu na oblohe nehľadajte. Vo viditeľnom svetle je možné jej asi 13 tisíc svetelných rokov (4 kpc) vzdialené zvyšky zaregistrovať len pomocou profesionálneho teleskopu ako veľmi slabo žiariacu hmlovinu v súhvezdí Kasiopeja. Ako prvé ju však odhalili rádioteleskopy. Najkrajšia snímka hmloviny (vpravo) ale vznikla až kombináciou röntgenové žiarenia, zachyteného kozmickou sondou Chandra a infračerveného svetla, v ktorom ju „vidí“ Spitzerov vesmírny ďalekohľad. Jednotlivé rozsahy vlnových dĺžok sú zobrazené vo farbách zelená a žltá pre röntgenovú a červená pre infračervenú zložku. Vonkajšiu oblasť, v ktorej vzniká rázová vlna, farebne doplňuje tajomná modrá – röntgenové žiarenie vysokoenergetických elektrónov.
|
A práve na toto žiarenie sa zameral vedecký tím projektu Chandra a z vyše 207 hodinového záznamu pozorovania hmloviny po Tychovej supernove vytvoril podrobnú röntgenovú snímku, ktorá umožňuje skúmať detaily. Obrázok vpravo zviditeľňuje len röntgenové žiarenie hmloviny, pričom červená farba prislúcha nižším a modrá vyšším energiám. |
Ak sa vyselektuje a v modrých odtieňoch zobrazí len spektrálna oblasť žiarenia s najvyššími nameranými energiami, sú na nej dobre patrné zaujímavé, akýmsi lúčom podobné pásy, aké doposiaľ v hmlovinách rozpínajúcich sa po výbuchoch supernov nikto nezaregistroval (detail A a B). Sú dôkazom, že výbuch supernovy môže urýchliť častice na energie stokrát vyššie, než to dokáže najvýkonnejší urýchľovač sveta – ženevský Large Hadron Collider (LHC) a odkrývajú tak jeden z mechanizmov vzniku kozmických lúčov – vysokoenergetických častíc, zväčša protónov, ktoré relativistickými rýchlosťami (blízkymi rýchlosti svetla) prelietavajú Galaxiou. Ak zasiahnu Zem, pri prechode atmosférou interagujú s molekulami plynov, pričom podobne ako v urýchľovači vzniká spŕška sekundárnych častíc.
|
Ale ako vzniká táto pásová štruktúra v röntgenovom obraze hmloviny po Tychovej supernove? Rázová vlna spôsobuje turbulencie v okrajových oblastiach prevažne plynného oblaku rozpínajúcho sa neuveriteľnou rýchlosťou 9 000 km za sekundu. Pretože ide o plazmu a teda elektricky nabité častice, ich vírenie lokálne vytvára veľmi silné premenlivé magnetické polia. Elektróny s energiou až bilión elektrónvoltov (asi 7 krát nižšia hodnota, ako sa dosahuje v LHC) sa pohybujú po špirále okolo poskrúcaných siločiar a emitujú röntgenové synchrotrónne žiarenie. Jeho intenzita s mierou turbulencie a chaotického pohybu elektrónov narastá, preto tieto miesta sonda Chandra vidí ako jasnejšie pruhy a prúžky. Oddeľujú ich tmavšie medzery, ktoré podľa vedcov pôsobia na protóny ako kozmické akcelerátory. Tieto jadrá ľahkého vodíka nimi po špirále prelietavajú s energiou viac ako stonásobnou v porovnaní s energiou častíc v urýchľovači LHC. Tiež sú zdrojom synchrotrónneho žiarenia, ale nie tak výkonným ako „zmätene“ víriace elektróny. Preto sa na vizualizovanom meraní sondy Chandra javia ako tmavšie medzipruhy. Podľa teórie práve z nich vyletujú protóny, ktoré registrujeme ako vysokoenergetické kozmické lúče. Myšlienka, že jedným z ich zdrojov môžu byť hmloviny po supernovách, nie je úplne nová, ale výsledok pozorovania, ktorý v nich odhaľuje pruhovú štruktúru magnetických polí pôsobiacich ako urýchľovač, unikátnym bezpochyby je. |
Zdroje: stránka sondy Chandra