Nejjasnější supernovy

Život hvězdy i jeho závěr se odvíjí od nejdůležitějšího parametru, kterým je hmotnost. Velmi hmotné hvězdy přeměňují ve svém nitru nejprve vodík na hélium a pak, když vodík v jádru dojde, poslouží jim jako palivo postupně helium, uhlík a další prvky až se dostanou k železu, které je posledním možným produktem jaderné fúze.

Ohňostroj na rozloučenou
U železa termojaderné reakce skončí a společně s nimi zmizí rovnováha, která dosud držela hvězdu pohromadě. Hvězda se začíná hroutit a blíží se exploze, při níž hvězda sama sebe téměř kompletně rozmetá a obohatí tak vesmírný prostor o těžší prvky. Naposledy ještě zazáří a zjasní, ale vydrží jí to jen krátce, načež po několik týdnů nebo měsíců bledne a slábne. Jasnost supernovy v závislosti na čase se dá nakreslit do grafu, kterému se říká světelná křivka a z něhož astronomové dokáží získat informace o povaze supernovy. Jádro bývalé hvězdy se přemění na neutronovou hvězdu nebo v případě těch nejhmotnějších hvězd na černou díru. Existuje i možnost, jak může vzniknout supernova v těsné dvojhvězdě, ale tam je dosažená jasnost pokaždé stejná.

Jedno super nestačí
Poslední chvíle některých hvězd doprovází tak zářivý výbuch, že prosté označení supernova nestačí. Proti obyčejné supernově při porovnání stojí exploze sto tisíckrát silnější. Dvě takto jasné supernovy objevené v letech 2011 a 2012 zkoumali vědci v naději, že najdou zástupce speciálního druhu supernov, který se vyskytoval v raném vesmíru.

V jádru hmotné hvězdy probíhá jaderná fúze prvků až po železo. Před zhroucením má hvězda slupkovitou strukturu jako cibule.|foto: R. J. Hall

Antihmota ve hvězdě
V supernovách raného vesmíru vznikala takzvaná párová nestabilita mezi hmotou a antihmotou. Fotony, jejichž tlak působil proti gravitaci, se přeměnily na dvojice elektronu s pozitronem, částici s kladným nábojem a se stejnou hmotností jako elektron. V případě párové nestability po sobě ani obrovské hvězdy s hmotností 140-260krát větší než Slunce nezanechají černou díru, ale rozpráší se úplně celé.

Světelná křivka
Klíčovou indicií pro supernovy s párovou nestabilitou je dlouhá doba, po niž jasnost roste a opět klesá. Supernova by měla zjasňovat déle než 100 dní. Dalším ukazatelem je pak maximální jasnost jako taková. Světelné křivky dvou pozorovaných supernov sice klesaly v souladu s předpovědí, ale vzestup intensity proběhl asi dvakrát rychleji. Daleko vážnější neshoda s modelem ale nastala v oblasti barev. Supernovy s párovou nestabilitou mají mít podle očekávání červenou barvu, zatímco obě pozorované supernovy si vybraly modrou. V tu chvíli bylo jasné, že se o párovou nestabilitu v žádném případě nejedná.

Pokud proti sobě působí tlak záření a gravitace, je hvězda v rovnováze. Při párové nestabilitě se fotony přemění na dvojice elektronu s pozitronem a rovnováha se naruší.|foto: NASA

Magnetar
Místo toho přišli vědci s jiným vysvětlením. Extrémní zjasnění podle nich pohání rychle rotující neutronová hvězda se silným magnetickým polem, takzvaný magnetar, která vznikla při výbuchu z jádra hvězdy. Rotace magnetaru se zpomaluje a za pomoci magnetismu se jeho energie přenáší na supernovu, která díky tomu dosahuje mimořádné jasnosti. Vedle toho vědci doufají, že v budoucnu se jim podaří najít nějakou blízkou supernovu s párovou nestabilitou.