Když hvězda, jako je Slunce, zanikne, odhodí své vnější vrstvy do vesmíru a její horké a husté jádro se v průběhu věků ochladí. Některé jiné typy hvězd však zanikají titánskými explozemi, kterým se říká supernovy. Supernova může zářit stejně jasně jako celá galaxie složená z miliard „normálních“ hvězd. Některé z těchto explozí hvězdu zcela zničí, zatímco jiné po sobě zanechají buď superhustou neutronovou hvězdu, nebo černou díru – objekt s tak silnou gravitací, že z něj neunikne ani světlo.
Supernovy se dělí na dvě široké kategorie, známé jako typ I a typ II, které jsou definovány spektrem hmoty, jež je vyvržena do vesmíru, a způsobem, jakým hvězdy zjasňují a zanikají. S přibývajícím počtem objevených supernov se však hranice mezi těmito dvěma kategoriemi stírá.
Nejznámější supernovy typu I jsou známé jako typ Ia. K supernově typu Ia pravděpodobně dochází, když je bílý trpaslík – „mrtvola“ hvězdy střední hmotnosti, jako je Slunce – zcela rozmetán na kusy.
Astronomové podezřívají bílé trpaslíky jako viníky, protože supernovy typu Ia se obvykle vyskytují v oblastech vesmíru, které obsahují převážně starší hvězdy, což naznačuje, že supernova typu Ia je explozí hvězdy s dlouhou životností. Hvězdy, které žijí dlouho, nemohou být zvlášť hmotné, což teorii bílých trpaslíků dodává na důvěryhodnosti. A spektra supernov typu Ia vykazují malý nebo žádný výskyt vodíku, nejběžnějšího prvku ve vesmíru. Místo toho vykazují velké množství uhlíku a kyslíku, což je složení bílého trpaslíka.
Maximální hmotnost bílého trpaslíka je 1,4násobek hmotnosti Slunce, což je hodnota známá jako Chandrasekharova mez. Bílí trpaslíci s téměř Chandrasekharovou hmotností jsou v podstatě identičtí, takže u nich dochází k téměř identickým explozím.
Nejpopulárnější teorie přeměny bílého trpaslíka v supernovu spočívá v aktu hvězdného kanibalismu. Pokud má bílý trpaslík blízkého hvězdného průvodce, může z jeho povrchu krást plyn. Pokud množství materiálu, které bílý trpaslík nashromáždí, posune jeho hmotnost blízko Chandrasekharovy meze, může bílý trpaslík explodovat a nic po sobě nezanechat.
Pozůstatek po supernově v Krabí mlhoviněHvězdy, které vytvářejí supernovy typu II, se naopak pravděpodobně rodí ve spirálních ramenech galaxií – oblastech, které jsou osídleny množstvím mladých, jasných hvězd – a nežijí dost dlouho na to, aby se zatoulaly ze svého rodiště. Protože mají krátký život, musí být takové hvězdy také hmotné.
Jasnost typické supernovy typu II dosahuje maxima po týdnu nebo dvou a zůstává téměř konstantní po dobu až dvou měsíců. Poté náhle poklesne a v průběhu několika dalších měsíců následuje rovnoměrné stmívání. Vzorec světelného vyzařování v průběhu času odpovídá explozi hvězdy typu „superobr“.
Superobr prošel posloupností stadií, při nichž v jeho jádře vznikaly stále těžší prvky – od vodíku přes helium, uhlík, kyslík atd. Tato posloupnost však končí násilně, jakmile se jádro přemění na železo. Železo může jadernou energii pouze absorbovat, nikoliv produkovat. Protože již nemůže energii produkovat, hvězda ztratí zdroj vnitřního tlaku a zhroutí se.
Když kolaps dosáhne kritické hustoty, zastaví se. V tomto okamžiku je hmota v jádru hvězdy tak hustě zabalena, že blok jejího materiálu o velikosti kostky cukru by vážil miliony tun. Z jádra se stala neutronová hvězda – objekt hmotnější než Slunce, ale o průměru pouhých několika kilometrů.
Proces kolapsu uvolní dostatek energie, aby roztrhal vnější vrstvy hvězdy na kusy a vymrštil je do vesmíru rychlostí několika procent rychlosti světla. Tyto úlomky vynášejí helium, vápník, kyslík, uhlík a další prvky do vesmíru, kde mohou být jednoho dne začleněny do nových hvězd a planet.
Jak se liší nova od supernovy?
Umělecká představa novy „Nova“ je latinské slovo, které znamená „nová“. V astronomii se používá k popisu objektu, který náhle zazáří mnohem jasněji než předtím. Novy vznikají ve vícenásobných hvězdných systémech, v nichž bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo dokonce černá díra nasává plyny z vnější atmosféry doprovodné hvězdy do obálky hmoty kolem sebe.
S přibývající hmotou se plyn stává stále horkějším a hustším, až náhlý nástup vodíkové fúze v obálce vyvolá obrovskou termonukleární explozi. Jasnost hvězdy se zvýší milionkrát – dost na to, aby byla stejně svítivá jako nejjasnější hvězdy.