Japonští astronomové 12. února tohoto roku oznámili vzplanutí novy v systému RS Ophiuchi (RS Hadonoš). Malá a nenápadná hvězdička se zjasnila natolik, že byla zřetelně vidět na noční obloze pouhým okem. Zdroj patří k tzv. rekurentním novám, tj. vzplanutí se opakují, přičemž poslední nastalo v roce 1985. Nyní díky vylepšené technice a mnohem silnějším teleskopům vědci měli možnost událost detailně prostudovat.
„Tentokrát jsme viděli opravdu mnohem, mnohem více,“ říká nadšeně Jennifer Sokoloská z Harvard-Smithsonian Center v Cambrdigi, USA.
Tom O’Brien z Jodrell Bank Observatory si ihned vyžádal pozorování systémem VLBA, systémem deseti radioteleskopů rozesetých od Havaje po Karibik. „Naše první pozorování provedená pouze dva týdny po explozi ukázala expandující tlakovou vlnu co do velikosti již srovnatelnou s dráhou Saturnu kolem Slunce. Nicméně jsme potřebovali ty nejsilnější radioteleskopy na světe, protože ze vzdálenosti 5 000 světelných let měl zdroj na obloze průměr pouhých pět miliontin stupně, což odpovídá velikosti fotbalového míče ze vzdálenosti 2 700 kilometrů.“
První snímek tlakové vlny po termojaderné explozi pořízený v oblasti radiových vln systémem VLBA 14 dní po vzplanutí. Barvy odpovídají radiové jasnosti, modrá je nejslabší a červená nejsilnější. Binární systém je uprostřed, avšak zde není vidět (Autor: NRAO/AUI/NSF)
RS Ophiuchi je binárním systémem, tj. je složen ze dvou hvězd: rudého obra, kterého obíhá husté jádro vyhořelé hvězdy — bílý trpaslík. Exploze nastala proto, že hmota, kterou trpaslík nasává z vnějších vrstev atmosféry většího společníka, se na jeho povrchu nahromadila a zahřála na kritickou teplotu. Během jediného dne zářivý výkon jinak pochladlé hvězdičky stoupl na stotisícinásobek výkonu našeho Slunce. Hmota vržená do okolního prostoru rychlostí několika tisíc kilometrů za sekundu vrážela do atmosféry rudého obra, kde tlakové vlny urychlovaly elektrony na rychlost blízkou rychlosti světla. Elektrony pohybující se takto rychle magnetickým polem začaly vyzařovat radiové vlny, které zachytily pozemské radioteleskopy.
Umělcova představa binárního systému RS Hadonoš. Hmota, kterou si bílý trpaslík nasává z rudého obra, právě explodovala. (Autor: David A. Hardy & PPARC)
Ač bílý trpaslík v sytému RS Hadonoš tu a tam vzplane jako nova, vědci si myslí, že nebude trvat dlouho a malinká hvězdička zmizí nadobro — vybouchne jako supernova. Badatelé tento typ supernovy (který se odvíjí od skutečnosti, že k explozi dochází v binárních systému díky „pasení se“ bílého trpaslíka na hmotě druhé hvězdy) nazývají supernovou Ia. Na rozdíl od supernov II. typu, které vznikají gravitačním zhroucením po úplném vyčerpání paliva hvězd, typ Ia s sebou nenese vznik neutronové hvězdy.
Astronomové zkoumali již několik binárních systémů složených z bílého trpaslíka a rudého obra v naději, že jim před očima zazáří supernova, ale v žádném z nich nebyly k tomu vhodné podmínky. Někteří začali pochybovat, zda supernovy Ia vůbec takto vznikají.
Vlastnosti rázové vlny pozorované kolem RS Hadonoš umožnily týmu vedenému Sokoloskou vypočíst hmotnost bílého trpaslíka. Zjistili, že je velice blízká kritické hmotnosti, v důsledku čehož se každou chvíli může supernova nastartovat.
Scénář vzniku supernovy Ia. Větší rozlišení autor: NASA/WIKIPEDIA
Supernovy a osud vesmíru
Supernovy Ia jsou pro astrofyziky velmi důležitými nástroji k určování vzdáleností hvězdných soustav; jelikož vznikají stejným způsobem, jejich skutečná jasnost je víceméně vždy stejná. Čili supernovy Ia fungují jako jakési standardní svíčky: jakmile astronomové supernovu zachytí a změří její zdánlivou jasnost, mohou porovnáním se skutečnou jasností určit, v jaké vzdálenosti k výbuchu došlo.
A co víc, touto metodou jsou schopni potvrdit modely kosmologů; např. mohou pomoci k zodpovězení otázky o osudu vesmíru. Jelikož supernovy Ia leží v rozličných vzdálenostech, a my je vidíme v různě vzdálených minulostech, porovnáním údajů je možné určit, jak se rychlost expanze kosmu mění s časem.
Právě na základě pozorování supernov Ia k překvapení všech v roce 1998 vědci ohlásili, že rozpínání kosmu se zrychluje. Všichni čekali, že pozorování mohutných kosmických explozí přinese přesné údaje pro určení hodnoty deceleračního parametru, tj. parametru, který určuje zpomalování expanze kosmu, ovšem stalo se něco, co čekal málokdo.
Na deceleračním parametru závisejí modely kosmu — v závislosti na jeho hodnotě by se kosmos buď rozpínal donekonečna, anebo by jej čekal osud podobný obrácenému velkému třesku: fáze rozpínání by přešla ve smršťování a celý vesmír byl opět skončil v singularitě. (Decelerační parametr zpomalující expanzi vesmíru má logicky v rovnicích kladné znaménko.
Takže aby „decelerace“ přešla v akceleraci, stačí uvažovat záporné hodnoty deceleračního paramteru a i v případě zrychlujícího se rozpínání vesmíru je možné decelerační parametr v rovnicích ponechat pod stejným názvem.) Zrychlená expanze, dokázaná pozorováním supernov Ia, znamenala observační důkaz pro kosmologickou konstantu, kterou Einstein kdysi zavedl do rovnic obecné teorie relativity, aby zabránil kosmu se rozpínat, ovšem kterou posléze označil za největší chybu svého vědeckého života a zřekl se ji.
Einstein hodnotu kosmologické konstanty určil tak, aby zaručila statičnost kosmu. Dnes vědci vědí, že její hodnota je nenulová, byť malá, a její existence pro kosmos hraje velkou roli. Podle všeho tak vesmír bude v rozpínání pokračovat pořád.
