Hvězdy vznikají v mračnech prachu a plynů zhušťováním mezihvězdné látky. Následující hvězdný vývoj je závislý zejména na množství látky, které hvězdu tvoří. Obvykle jde o několikanásobky sluneční hmotnosti, jsou známy ale i hvězdy čítající několik desítek nebo i stovek sluneční hmotnosti. Čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spotřebuje své palivo – tzv. „vyhoří“ a tím bouřlivější je také konec jejího stabilního zářivého vývoje. Tehdy odhazuje, mnohdy i na několikrát, velké množství své látky do okolního prostoru. Tento jev je možné sledovat jako rozžehnutí novy nebo supernovy.
|
Nova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který na povrch přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let. Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, změna svítívosti je o více než 4 řády, minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. |
Pozůstatky takového výbuchu lze po čase rozpoznat jako tzv. planetární mlhovinu. Název přetrval z doby, kdy se blízké a jasné pozůstatky po hvězdných explozích, například M 27 (Činka), M 57 (Prstencová v Lyře) nebo M 97 (Soví mlhovina) zdály astronomům velmi podobné planetárním kotoučkům. Ve skutečnosti ale jde o plyn, který se rozpíná do prostoru, může být tvarován magnetickým polem původní soustavy a svítí díky tvrdému záření objektu, který po hvězdě zůstal. Zbytkovým pozůstalým objektem může být bílý trpaslík, neutronová hvězda, popřípadě i ještě bizarnější typy kompaktních těles. Vše záleží na tom, kolik látky se na celém ději podílelo. Tolik velmi hrubý popis vzniku planetární mlhoviny. Jelikož jde ale o objekty přeci jen trochu velké – jsou známy mlhoviny v rozměrech i několika desítek světelných roků, vše výše uvedené probíhá velmi dlouho. V dnešní době sice můžeme moderní astronomickou technikou sledovat stovky planetárních mlhovin, jde však vždy jen o velmi krátký časový interval a napozorovaná data se jen velmi obtížně extrapolují do minulosti. Jelikož jsou tyto objekty přeci jen značně rozdílné a u mnoha z nich se nedá s dostatečnou přesností určit jejich stáří, všezahrnující obecný model či vývojová teorie planetárních mlhovin je zatím stále ještě v začátcích.
Zdroj: SST.
Zdroj: Panther Observatory
V souhvězdí Blíženců se nachází planetární mlhovina IC 443, známá pod označením Medúza (Jellyfish Nebula). Jde o objekt vesměs dosti známý a hojně fotografovaný i amatérskými astronomy. Nachází se ve vzdálenosti 5 000 světelných roků a vznikl výbuchem supernovy tak, že její světlo dolétlo na Zemi před mnoha tisíci roky. Stáří mlhoviny je udáváno ve velkém rozptylu. Údaje se rozchází od „více než tisíc“ až do 30 tisíc roků. Objekt je již několik let studován v různých spektrálních pásmech. Známé jsou snímky synchrotronové emise centrálního pulzaru pořízené observatoří Chandra, snímky observatoře XMM Newton, snímky ve vzdáleném IR oboru pořízené SST (Spitzer Space Telescope), bylo provedeno velmi podrobné snímkování na vlně 21 cm radioteleskopem v Arecibu a radioteleskopickou sítí VLA. Medúza je vhodným objektem studentských prací, dalo by se říci, že tato mlhovina již nemůže astronomy ničím překvapit.
Zdroj: Chandra.
Zdroj: A&A.
Zdroj: Chandra
Japonsko-americká kosmická observatoř SUZAKU (Astro-E2, Astro-II) snímala mlhovinu IC 443 rentgenovým spektrometrem XISs (Suzaku's X-ray Imaging Spectrometers) a v září roku 2009 byly publikovány překvapivé výsledky. Napozorovaná spektra byla porovnávána s numerickým modelem. Tentokrát jde o zjevně prozatím nepozorovaný nový typ pozůstatku po supernově. Uvnitř rozpínající se mlhoviny je oblast horkého plynu, který září v RTG oboru a jeho teplota se pohybuje v milionech stupňů. Klíčovou se jeví právě teplota plynu v porovnání se zbývajícími částmi mlhoviny, které tak horké nejsou. Prostřednictvím předpokládaného mechanizmu chladnutí mlhoviny byla vypočtena doba potřebná k tomuto ději. Dřívější výsledky získané tímto postupem nabízely hodnotu v rozptylu 3÷10 tisíc roků. Spektra z měření observatoře XMM Newton z roku 2008 určují stáří 4 000 roků.
Zdroj: NASA
Zdroj: IOP/EJ
Spektra naměřená pomocí SUZAKU však poukazují na vyšší hodnoty energie centrální oblasti horké skvrny. Spektrometr XISs na observatoři změřil energii vysoce ionizovaných atomů. Interpretace se zaměřila na vysoce ionizovaný křemík, síru a také energii volných elektronů horkého plynu. Zjištěná energie, která je evidentně využívána k opětovné ionizaci (rekombinaci), odpovídá teplotě plynu kolem 17 milionů kelvinů. Mlhovina by musela být nutně mnohem starší než jen několik tisíc roků, aby rekombinaci vysvětlily dosud uvažované modely chladnutí. Nebyl nalezen žádný silný a dostatečně blízký zdroj fotoionizace, který by dokázal dodávat plynu energii potřebnou k pozorované rekombinaci. Také poloha mlhoviny oproti silným galaktickým zdrojům vylučuje přísun energie ze zdroje mimo mlhovinu. S ohledem na vše výše uvedené je nutno hledat zdroj energie v samotné mlhovině. Původcem mlhoviny by měla být obří hvězda dštící do prostoru extrémně silný hvězdný vítr. Při své explozi hvězda velmi rychle zvětší svůj objem a odpovídajícím způsobem zřídne a zchladne. Rozpínající se plyn – vznikající mlhovina – je ale zároveň dotován energií mísením s okolním hustým mezihvězdným prostředím a ionizován. Takto získanou energii je, vzhledem k rychlosti rozpínání, prakticky nemožné stejně rychle, jak byla získána, vyzářit. Prostředí rychlým rozpínáním zřídne natolik (koncentrace se pohybuje v řádech jednotek částic či atomů v cm3), že ionizovaným atomům se nedaří zachytávat elektrony. Doba, která by k tomu v tak velkém oblaku plynu byla potřeba, je neporovnatelně delší než stáří mlhoviny. U pozorované horké skvrny tedy nejpravděpodobněji jde o energii pozůstalou po hvězdné explozi, o přímý důsledek výbuchu supernovy. Pokud ano, musela tehdy teplota rozpínající se bubliny dosahovat alespoň 55 milionů kelvinů. V budoucnu se snad podaří objevit celkový obraz vývoje této komplikované soustavy. Dnes je však i z dílčích výsledků jasné, že k tomu bude nutné zahrnout veškeré jevy, které dnes v Medúze pozorujeme.
Zdroje:
1. Z. Zhang: CO observations of SNR IC 443; arXiv:0911.4815v2, 2009
2. H. Yamaguchi et al.:
Discovery of strong radiative recombination continua from the supernova remnant IC 443 with SUZAKU; Astrophysical Journal Letters, 705 L6-L9, 2009
3. F. Reddy:
Suzaku Finds "Fossil" Fireballs from Supernovae; NASA News & Media Resources, 2009
4. NASA: Suzaku, Mission Overview
5. F. Bocchino, A. M. Bykov: The plerion nebula in IC 443: The XMM-Newton view; A&A 376, 248-253 (2001)
6. Chandra:
High School Students Discover Neutron Star Using Chandra and VLA Data; Press Room 2000
7. W. Reich et al.:
35 cm observations of a sample of large supernova remnants; A&A 408, 961-969 (2003)
8. A. Hirschauer et al.: Diffuse Atomic and Molecular gas near IC 443; Astronomical Journal 696 1533-1542, 2009
9. J.-J.Lee et al.:
A 21 cm Spectral and Continuum Study of IC 443 Using the Very Large Array and the Arecibo Telescope; Astronomical Journal 135 1533-1542, 2008
10. Ch. M. Olbert et al.:
A Bow Shock Nebula around a Compact X-Ray Source in the Supernova Remnant IC 443; Astrophysical Journal Letters 554 L205-L208, 2001
11. M. T. Kawasaki et al.:
ASCA Observations of the Supernova Remnant IC 443: Thermal Structure and Detection of Overionized Plasma; 572, 897-905, 2002
