Keplerova supernova byla standardní svíčka

Keplerova supernova byla standardní svíčka

12. dubna 2013

To, že keplerova supernova (katalogové označení SN 1604, kdyby to snad někoho zajímalo) byla typu Ia, se ví už nějakou dobu. Ale do jakého podtypu této zřejmě pestré kategorie keplerova supernova spadá? Díky pozorování observatoře Chandra společně s jejím infračerveným kolegou Spitzerem, teď máme lepší představu o tom, co to vlastně pan Kepler pozoroval. Zdá se, že pětitunová rentgenová observatoř Chandra vypuštěná v roce 1999 z paluby amerického raketoplánu Columbia bude stále platným pomocníkem astronomů, však také její tým tvrdí, že jde stále o zařízení s nejostřejším obrazem v oboru měkkého rentgenového záření.

Zoo s různými typy supernov se nám utěšeně rozrůstá. Nestačí, že máme supernovy typu I a II, které se dále dělí na několik dalších podtypů. Není to tak dlouho, co se ukázalo, že je nutno počítat nejen se supernovami Ia vznikajícími dlouhodobým krmením bílého trpaslíka čerstvou hmotou z blízkého průvodce, ale i těmi vzniklými splynutím dvou bílých trpaslíků, vychází totiž najevo, že těch druhých by mohlo být mnohem víc než se původně myslelo. Mimo to se zdá, že by mohl existovat ještě typ tzv. heliových supernov, které snad svou explozi mohou i opakovat.

3D simulace výbuchu keplerovy supernovy

2D simulace výbuchu keplerovy supernovy

Zobrazení emisí železa (vlevo) a křemíku (vpravo)

Na obrázku jsou označeny struktury odpovídající zbytku akrečního disku původního bílého trpaslíka.

Zbytky původního akrečního disku

Ale zpět k supernově SN 1604. Nová analýza ukazuje, že keplerova supernova byla toho nejzajímavějšího podtypu Ia vznikajícího postupným nabalováním materiálu z povrchu hvězdného průvodce s následným termonukleárním výbuchem nastávajícím ve chvíli, kdy bílý trpaslík překročí Chandrashekarovu mez (Ta vyjadřuje nejvyšší hmotnost, jakou ještě může mít bílý trpaslík. Činí 1,44 hnotnosti Slunce). To znamená že Johannes Kepler měl v roce 1604 tu čest pozorovat standardní svíčku. Rozhodující pro toto tvrzení bylo rozeznání struktury odpovídající zbytku akrečního disku poblíž předpokládaného centra výbuchu. Přesněji, byla pozorována emise záření odpovídající kolizi mezi vyvrženým materiálem a původním diskem pohlcované hmoty. Svou interpretaci tým autorů dokládá také hydrodynamickou simulací ve dvou a třech rozměrech, tato simulace vykazuje velmi dobrou shodu pozorováním. Jejich pozorování je navíc velmi podobné tomu, co napozoroval Chandrův stájový kolega Spitzer. Přiložený obrázek vznikl kombinací dat Spitzera (fialová) a Chandrova pozorování emisí železa (modrá). Označená část snímku ukazuje, co vědci považují za zbytek akrečního disku.

Na snímku je také vidět pozoruhodná jednostranná asymetrie v koncentraci železa okolo středu. Autoři spekulují, že tato asymetrie je v podstatě stínem původní doprovodné hvězdy, která v tomto směru blokovala vymrštěný materiál. O tom, že pozůstatky po tomto typu supernov by mohly podobný stín obsahovat, se uvažovalo už dříve.

O observatoři Chandra si podrobně povíme už brzy v seriálu Rentgenová astronomie, takže nyní to vezmeme zkrátka. Chandra spolu se Spitzerovým vesmírným dalekohledem, HST a Comptonovou gama observatoří patří mezi Velké kosmické observatoře. Pracuje v oboru 1 keV do 10 keV. Vstupní průměr jeho objektivu Volterova typu I (jak jinak) je 1,2 metru a ohnisková vzdálenost 10,05 m. Konstrukčně vychází ze zkušeností s Einsteinem a Rosatem, čemuž odpovídají i některé další parametry, jako objektiv složený ze čtyř segmentů nebo nepřehlédnutelná a přiznaná podobnost kamery HRC a HRI. Chandra od roku 2003 přesluhuje původně plánovanou pětiletou životnost.