Článek
Vidět výbuch hvězdy T Coronae Borealis je tedy mnohem vzácnější než třeba vidět zatmění Slunce.
- Pro zajímavost – souhvězdí Severní koruna je tvořeno malým půlkruhovým obloukem jasnějších hvězd poblíž souhvězdí Pastýře a Herkula.
Hvězda naposledy podobně explodovala v roce 1946 a astronomové předpokládají, že se tak stane znovu někdy mezi únorem a zářím 2024, jak stojí na webu amerického vesmírného úřadu NASA.
Ve skutečnosti se nicméně nejedná o jednu hvězdu, ale o hvězdy dvě, které kolem sebe obíhají v poměrně těsné blízkosti.
Planety u exotických hvězdných majáků mohou mít polární záře
Jak upozornil magazín BBC Sky at Night, tento dvojhvězdný systém má za normálních okolností zdánlivou hvězdnou velikost (magnitudu) +10, a je proto příliš slabý na to, aby byl viditelný pouhým okem (lidské oko zpravidla nevidí slabší hvězdy než ty, které mají magnitudu 5–6). Avšak během stadia novy vyskočí jeho jasnost zřejmě až na magnitudu +2, takže bude mít podobnou jasnost jako Polárka.
Jakmile její jasnost dosáhne vrcholu, měla by být viditelná pouhým okem několik dní – a poté něco málo přes týden ještě pomocí triedru, než opět zeslábne na původní jasnost, což potrvá asi dalších přibližně 80 let.
| Magnitudy hvězd | |||
|---|---|---|---|
| Zdánlivá hvězdná velikost (zdánlivá magnituda, zdánlivá hvězdná velikost, zdánlivá jasnost, symbol mag nebo m) je fotometrická veličina používaná v astronomii, která udává jasnost objektu (světelného zdroje) na naší obloze. Její hodnota představuje zdánlivou, tedy lidským okem vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Hodnota hvězdné velikosti nemá nic společného se skutečnými rozměry hvězdy či jiného nebeského objektu. Hvězdy lišící se o 5 mag mají vzájemný poměr jasností 1:100, jde tedy o logaritmickou veličinu. V případě hvězdy T Coronae Borealis astronomové předpokládají zdánlivé zjasnění o přibližně 8 magnitud, což odpovídá tomu, že ve stadiu novy bude dvojhvězda dočasně vyzařovat asi 2000krát více energie než předtím. |
T Coronae Borealis vybuchuje jako nova opakovaně
Tato tzv. rekurentní (tj. opakující se) nova je pouze jednou z pěti známých příslušného druhu nov v naší Galaxii. Vysvětlení jejích opakujících se explozí je z hlediska moderní astrofyziky následující: jde o dvojhvězdu, kterou tvoří bílý trpaslík (bílý trpaslík je v podstatě mrtvé a velmi husté a malé hvězdné jádro) a červený obr. Hvězdy jsou dostatečně blízko na to, aby v důsledku zvyšující se teploty a tlaku rudý obr vyvrhoval vodík ze své vnější vrstvy a bílý trpaslík tuto hmotu pak díky své silné gravitaci mohl shromažďovat na svém povrchu.
Dochází tedy k výměně hmoty mezi dvěma složkami této dvojhvězdy, což je obecně poměrně častý jev u těsných dvojhvězd. Avšak tenká hustá atmosféra bílého trpaslíka se nakonec vlivem kumulace vodíku a silné gravitaci trpaslíka, generující obrovský tlak, zahřeje natolik, že to způsobí překotnou termonukleární reakci, což vede k výbuchu novy, kterou pak pozorujeme ze Země.
Zvláštní objev astronomů. Kovová jizva u bílého trpaslíka je pozůstatkem planety
Vodík v jisté fázi přelévání hmoty dosáhne kritického limitu, jak připomíná text na webu amerického Institutu SETI, a takto zažehnutá nekontrolovatelná jaderná reakce v povrchových vrstvách dočasně znovu probudí bílého trpaslíka zpět k životu. Všimněme si, že na rozdíl od normální hvězdy, kde probíhají termonukleární reakce v jejím jádru, se u bílého trpaslíka v tomto případě něco podobného odehrává v povrchových vrstvách.
Následná erupce novy pak může z bílého trpaslíka vyvrhnout velké množství materiálu, který pak astronomové studují, aby se dozvěděli více o vlastnostech bílých trpaslíků a dvojhvězdných systémů. Po skončení erupce se pak celý proces „rozjede“ znovu od začátku.
Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd (AAVSO) již 29. června 2023 na základě modelu oznámila, že někdy mezi únorem a zářím 2024 se očekává další záblesk této rekurentní novy. Při jejích předchozích erupcích zde totiž proběhlo jisté dočasné snížení jasnosti, a to asi rok před finálním explozivním zjasněním o několik řádů. Právě takové snížení jasnosti astronomové zaznamenali během března až dubna loňského roku. Proto astronomové soudí, že výbuch novy je zde doslova „na spadnutí“.
The T Coronae Borealis 'new star' nova - visible soon - may have been seen by a 13th century German abbotthttps://t.co/xR7MGMA83x
— BBC Sky at Night Magazine (@skyatnightmag) May 17, 2024
Vzplanutí T Coronae Borealis bylo poprvé vědecky pozorováno v roce 1866, ale mohlo být podle amerického veřejnoprávního rozhlasu NPR také spatřeno již v roce 1217 německým mnichem, který ve svém zápisu zdokumentoval objekt, který „svítil velkým světlem“ po „mnoho dní“. Tento hvězdný systém každopádně naposledy explodoval v roce 1946, potvrzuje i květnový článek na webu Ars Technica.
Novy a supernovy
V astronomii je pojem „nova“ označením pro hvězdnou explozi, která způsobí výrazné, ale dočasné zvýšení jasu hvězdy. Novy vznikají v binárních (dvojhvězdných) systémech, když se dvě hvězdy nacházejí v těsné blízkosti. Jednou z těchto hvězd je obvykle bílý trpaslík, což je hustý hvězdný pozůstatek. Druhá hvězda je často červený obr nebo jiná hvězda, která stále prochází jadernou fúzí.
Když červený obr vyplní svůj tzv. Rocheův lalok (oblast prostoru, kde jeho gravitace převažuje), gravitační síla bílého trpaslíka pak začne přitahovat materiál, většinou vodík, z jeho vnějších vrstev. Tento materiál se akumuluje na povrchu bílého trpaslíka, kde postupně roste tlak a teplota. Jakmile zde teplota dosáhne dostatečné úrovně, dojde k náhlé termonukleární reakci, která způsobí explozi na povrchu bílého trpaslíka. Tato exploze je právě tím, co vidíme jako náhlý vzestup jasu hvězdy – čili novou.
Jas novy může vzrůst až více než tisícinásobně a zůstává vysoký až po dobu několika týdnů až měsíců, než se postupně vrátí zpět k původnímu stavu. Novy jsou různého typu, včetně tzv. klasických nov, které se objevují jednorázově, a opakujících se (rekurentních) nov, které mohou explodovat několikrát během tisíciletí.
Novy by neměly být zaměňovány se supernovami, které jsou mnohem mohutnějšími explozemi a označují koncový stav života masivní hvězdy, což vede k jejímu úplnému zničení nebo ke vzniku ultrakompaktní neutronové hvězdy či dokonce černé díry. Novy jsou důležité pro astronomii, protože pomáhají vědcům pochopit procesy přenosu hmoty v binárních systémech a vývoj hvězd.
Supernovy jsou jedním z nejenergetičtějších jevů ve vesmíru a mohou dočasně přezářit celé galaxie, ve kterých se nacházejí. K úkazu supernovy dochází buď v případě, kdy masivní hvězda vyčerpá své jaderné palivo a její jádro se zhroutí pod vlastní gravitací (supernova typu II), nebo když bílý trpaslík v binárním hvězdném systému shromáždí překotně dostatek materiálu z doprovodné hvězdy a dosáhne rychle mnohem větší kritické hmotnosti, což vede k termonukleární explozi (supernova typu Ia).
Supernovy hrají zásadní roli v obohacování mezihvězdného média těžkými prvky, což umožňuje vznik nových generací hvězd, planet a nakonec i života. Rovněž pomáhají astronomům pochopit konečné fáze hvězdného vývoje a dynamiku galaxií. Tyto mohutné exploze také vytvářejí pulsary a jiné hvězdné pozůstatky, které jsou předmětem intenzivního vědeckého zkoumání.
Rekurentní novy
V astronomii pojem „rekurentní nova“ označuje typ novy, který se vyznačuje opakovanými výbuchy ve stejném hvězdném systému. Tyto systémy jsou binární, složené z bílého trpaslíka a blízké hvězdy hlavní posloupnosti nebo červeného obra, které obíhají blízko sebe kolem společného těžiště. Vybuchují na stejném principu jako „obyčejné“ novy.
Na rozdíl od klasických nov, které explodují jednou a pak zaniknou, rekurentní novy zažívají tyto výbuchy opakovaně, typicky v intervalech od desítek do několika stovek let. Po výbuchu se proces toku a akumulace materiálu na kompaktní hvězdu obnoví a po nějaké době dochází k dalšímu výbuchu.
Jedním z nejznámějších příkladů rekurentní novy je systém RS Ophiuchi, kde pozorujeme opakované výbuchy každých cca přibližně 10–30 let. Dalším známým příkladem je právě T Coronae Borealis, která má delší intervaly mezi výbuchy, zhruba 80 let.
Rekurentní novy jsou cenné pro studium, protože poskytují vhled do procesů akumulace materiálu a termonukleárních reakcí na povrchu bílých trpaslíků. Tyto systémy také hrají důležitou roli v pochopení vývoje binárních hvězd, mohou přispět i k poznání mechanismů vedoucích k supernovám typu Ia, které jsou klíčové pro měření kosmologických vzdáleností.
Astronomové stále hledají na hranicích Sluneční soustavy planetu Devět
Sluneční soustavu může nakonec zničit bílý trpaslík
