Přeskočit na obsah

SN 1572

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
SN 1572
Pozůstatek SN 1572 na rentgenovém snímku observatoře Chandra
Pozůstatek SN 1572 na rentgenovém snímku observatoře Chandra
Pozorovací údaje
(Ekvinokcium J2000,0)
Typsupernova typu Ia; pozůstatek supernovy
Objevitelvíce nezávislých pozorovatelů
Datum objevupočátek listopadu 1572
Rektascenze00h 25m 18s[1]
Deklinace+64° 09′[1]
SouhvězdíKasiopeja (lat. Cassiopeia)
Zdánlivá magnituda (V)(−4,0±0,3) mag v maximu[2]
Úhlová velikostpřibližně 8′ (pozůstatek)[1]
Vzdálenost2,5–3,0 kpc (kinematický odhad)[3]
Označení v katalozích
Jiná označeníSN 1572; pro pozůstatek také G120.1+1.4 a 3C 10
KomentářSouřadnice a úhlová velikost se vztahují k pozůstatku; maximální jasnost k supernově v roce 1572. Odhady vzdálenosti závisí na použité metodě.
(V) – měření provedena ve viditelném světle
Některá data mohou pocházet z datové položky.

SN 1572, známá také jako Tychonova supernova nebo Tychonova nova, byla supernova typu Ia v Mléčné dráze, pozorovaná v souhvězdí Kasiopeji. Na obloze se objevila počátkem listopadu 1572 a patří mezi historicky zaznamenané supernovy viditelné pouhým okem. Je pojmenována po astronomovi Tychonu Braheovi, který ji podrobně sledoval a roku 1573 o ní vydal spis De nova stella.[4]

V maximu dosáhla zdánlivé hvězdné velikosti přibližně −4 mag, tedy jasnosti srovnatelné s Venuší. Pouhým okem byla pozorovatelná přibližně do března 1574.[2] Její rozpínající se pozůstatek je znám také pod označeními G120.1+1.4 a 3C 10.[1]

Historická pozorování

[editovat | editovat zdroj]
Mapa Kasiopeji z Braheova spisu De nova stella. Poloha supernovy je označena písmenem I.

Supernovu zaznamenalo nezávisle několik pozorovatelů. Mezi nejstarší doložená pozorování patří záznam Wolfganga Schulera ze 6. listopadu 1572. Brahe ji poprvé spatřil 11. listopadu. Tato data jsou uváděna podle tehdy užívaného juliánského kalendáře; Braheovo první pozorování odpovídá 21. listopadu v proleptickém gregoriánském kalendáři. Jeho jméno se s událostí spojuje především díky soustavným měřením a jejich zveřejnění.[4]

Brahe nezjistil měřitelnou denní paralaxu ani změnu polohy nové hvězdy vůči okolním hvězdám. Vyvodil z toho, že se nachází dále než Měsíc. Pozorování tak zpochybnilo tehdy rozšířenou aristotelskou představu o neměnnosti nebeské oblasti za měsíční dráhou.[4]

Z dobových srovnání s planetami a známými hvězdami lze rekonstruovat světelnou křivku supernovy. Odhad maximální jasnosti činí (−4,0±0,3) mag; přesný okamžik maxima je nejistý. Během roku 1573 supernova postupně slábla a na jaře následujícího roku zmizela z dosahu prostého oka.[2]

Povaha výbuchu

[editovat | editovat zdroj]

V roce 1945 Walter Baade na základě historické světelné křivky zařadil SN 1572 mezi supernovy typu I.[2] Její příslušnost k běžným supernovám typu Ia potvrdila v roce 2008 analýza světelné ozvěny. Část světla původního výbuchu se rozptýlila na mezihvězdném prachu a k Zemi dorazila po delší dráze s několikasetletým zpožděním. Pomocí dalekohledu Subaru tak bylo možné získat spektrum světla supernovy z období kolem maxima jasnosti. Obsahovalo mimo jiné charakteristickou absorpci jednou ionizovaného křemíku, typickou pro supernovy typu Ia.[5]

SN 1572 vznikla termonukleární explozí bílého trpaslíka; přesné uspořádání její původní dvojhvězdné soustavy není známo. Uvažuje se jak o přenosu hmoty z běžné hvězdy na bílého trpaslíka, tak o scénářích zahrnujících dva bílé trpaslíky. Některé modely rentgenového záření pozůstatku nejlépe odpovídají explozi bílého trpaslíka s hmotností blízkou Chandrasekharově mezi.[6]

Pozůstatek supernovy

[editovat | editovat zdroj]

Rádiové záření pozůstatku zaznamenali v roce 1952 Robert Hanbury Brown a Cyril Hazard.[7] Má přibližně kruhový obrys s úhlovým průměrem kolem 8′. V rádiovém a rentgenovém záření se projevuje jako slupka, zatímco ve viditelném světle jsou patrná jen slabá vlákna a uzlíky.[1]

Pozůstatek se nadále rozpíná. Měření observatoře Chandra a radioteleskopů Very Large Array ukazují, že rychlost rozpínání není ve všech směrech stejná: na západní a jihozápadní straně je přibližně dvojnásobná oproti východní a severovýchodní straně. Rozdíly jsou vykládány jako důsledek nestejné hustoty okolního mezihvězdného prostředí.[8] Rychlost vnější rázové vlny dosahuje řádově několika tisíc kilometrů za sekundu.[9]

Vzdálenost

[editovat | editovat zdroj]

Vzdálenost není určena jednoznačně a závisí na použité metodě. Rozbor rádiových pozorování neutrálního vodíku a modelu rotace Galaxie vedl v roce 2011 ke kinematickému odhadu 2,5–3,0 kpc, tedy přibližně 8 200–9 800 světelných let.[3] Studie světelné ozvěny z roku 2008 odvodila z historické maximální jasnosti, předpokládané absolutní jasnosti běžné supernovy typu Ia a mezihvězdného zeslabení vyšší hodnotu 3,8 +1,5
−0,9  kpc.[5]

Hledání průvodce

[editovat | editovat zdroj]

V roce 2004 označil tým vedený Pilar Ruiz-Lapuenteovou hvězdu Tycho G za možného přeživšího průvodce vybuchlého bílého trpaslíka. Jde o podobra spektrálního typu G0–G2. Kandidatura vycházela především z jejího neobvyklého vlastního pohybu a radiální rychlosti vůči ostatním hvězdám v daném směru a vzdálenosti.[10]

Tato identifikace však zůstává sporná. González Hernández a spoluautoři ve studii vydané roku 2009 zjistili zvýšené zastoupení niklu vůči železu, v logaritmickém vyjádření vzhledem ke slunečnímu složení [Ni/Fe] = 0,16±0,04. Připustili, že by mohlo jít o důsledek zachycení materiálu vyvrženého supernovou.[11] Spektroskopický rozbor Kerzendorfa a spoluautorů z roku 2013 však neobvykle vysoký poměr niklu vůči železu nepotvrdil a upozornil na nesoulad některých vlastností hvězdy s očekáváním běžných modelů přeživšího průvodce.[12]

Bedin a spoluautoři ve studii z roku 2014, využívající zpřesněná měření vlastních pohybů z Hubbleova vesmírného dalekohledu, naopak považovali kombinaci kinematiky, metalicity a mírně zvýšeného zastoupení niklu za podporu kandidatury Tycho G. Jejich nové určení poměru niklu vůči železu odpovídalo odchylce přibližně 1,7σ od trendu u hvězd galaktického disku.[13]

Další otázkou je pomalá rotace hvězdy. Hydrodynamické simulace Liua a spoluautorů z roku 2013 ukázaly, že zásah průvodce vyvrženou hmotou může jeho rotaci výrazně zpomalit. V jejich modelech však výsledné rotační rychlosti zůstávaly vyšší než hodnota odvozená z pozorování Tycho G. Autoři význam tohoto rozdílu nepovažovali za definitivně objasněný.[14]

Sporná je také přesná poloha výbuchu. Xue a Schaefer v roce 2015 na základě vlastní rekonstrukce místa exploze dospěli k závěru, že Tycho G leží příliš daleko od něj, aby mohla být přeživším průvodcem.[15] Williams a spoluautoři však v roce 2016 určili odlišnou polohu exploze a upozornili na omezení modelu rozpínání použitého v předchozí studii.[8]

Přehledová práce z roku 2023, zahrnující novou analýzu vzdáleností a pohybů hvězd podle katalogu Gaia DR3, ponechává Tycho G mezi kandidáty, ale její původ v soustavě SN 1572 nepovažuje za prokázaný. Bezpečně určený přeživší průvodce proto není znám.[6]

Odkazy

[editovat | editovat zdroj]

Reference

[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byly použity překlady textů z článků SN 1572 na slovenské Wikipedii a SN 1572 na anglické Wikipedii.

  1. 1 2 3 4 5 GREEN, Dave A. G120.1+1.4 [online]. University of Cambridge [cit. 2026-09-17]. Dostupné online. (anglicky)
  2. 1 2 3 4 RUIZ-LAPUENTE, Pilar. Tycho Brahe's Supernova: Light from Centuries Past. The Astrophysical Journal. 2004, roč. 612, čís. 1, s. 357–363. Dostupné online. doi:10.1086/422419. (anglicky)
  3. 1 2 TIAN, Wenwu; LEAHY, Denis A. Tycho SN 1572: A Naked Ia Supernova Remnant without Associated Ambient Molecular Cloud. The Astrophysical Journal Letters. 2011, roč. 729, čís. 2, s. L15. Dostupné online. doi:10.1088/2041-8205/729/2/L15. (anglicky)
  4. 1 2 3 HINSE, Tobias C., Dorch, Bertil F.; Occhionero, Lars V. T.; Holck, Jakob P. How Tycho Brahe’s recordings in 1572 support SN 1572 as a type I(a) supernova. Frontiers in Astronomy and Space Sciences. 2023, roč. 10, s. 1255481. Dostupné online. doi:10.3389/fspas.2023.1255481. (anglicky)
  5. 1 2 KRAUSE, Oliver, a kol. Tycho Brahe’s 1572 supernova as a standard type Ia as revealed by its light-echo spectrum. Nature. 2008, roč. 456, čís. 7222, s. 617–619. Dostupné online. doi:10.1038/nature07608. (anglicky)
  6. 1 2 RUIZ-LAPUENTE, Pilar. On the nature of Tycho Brahe’s supernova. Frontiers in Astronomy and Space Sciences. 2023, roč. 10, s. 1112880. Dostupné online. doi:10.3389/fspas.2023.1112880. (anglicky)
  7. ↑ HANBURY BROWN, Robert; HAZARD, Cyril. Radio-Frequency Radiation from Tycho Brahe's Supernova (A.D. 1572). Nature. 1952, roč. 170, s. 364–365. Dostupné online. doi:10.1038/170364a0. (anglicky)
  8. 1 2 WILLIAMS, Brian J., a kol. An X-Ray and Radio Study of the Varying Expansion Velocities in Tycho’s Supernova Remnant. The Astrophysical Journal Letters. 2016, roč. 823, čís. 2, s. L32. Dostupné online. doi:10.3847/2041-8205/823/2/L32. (anglicky)
  9. ↑ Tycho’s Supernova Remnant: Chandra Movie Captures Expanding Debris From a Stellar Explosion [online]. Chandra X-ray Center, 2016-05-12 [cit. 2026-09-17]. Dostupné online. (anglicky)
  10. ↑ RUIZ-LAPUENTE, Pilar, a kol. The binary progenitor of Tycho Brahe's 1572 supernova. Nature. 2004, roč. 431, čís. 7012, s. 1069–1072. Dostupné online. doi:10.1038/nature03006. (anglicky)
  11. ↑ GONZÁLEZ HERNÁNDEZ, Jonay I., a kol. The Chemical Abundances of Tycho G in Supernova Remnant 1572. The Astrophysical Journal. 2009, roč. 691, čís. 1, s. 1–15. Dostupné online. doi:10.1088/0004-637X/691/1/1. (anglicky)
  12. ↑ KERZENDORF, Wolfgang E., a kol. A High-resolution Spectroscopic Search for the Remaining Donor for Tycho’s Supernova. The Astrophysical Journal. 2013, roč. 774, čís. 2, s. 99. Dostupné online. doi:10.1088/0004-637X/774/2/99. (anglicky)
  13. ↑ BEDIN, L. R., a kol. Improved Hubble Space Telescope proper motions for Tycho-G and other stars in the remnant of Tycho's Supernova 1572. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, roč. 439, čís. 1, s. 354–371. Dostupné online. doi:10.1093/mnras/stt2460. (anglicky)
  14. ↑ LIU, Zheng-Wei, a kol. The rotation of surviving companion stars after type Ia supernova explosions in the WD+MS scenario. Astronomy & Astrophysics. 2013, roč. 554, s. A109. Dostupné online. doi:10.1051/0004-6361/201220903. (anglicky)
  15. ↑ XUE, Zhichao; SCHAEFER, Bradley E. Newly Determined Explosion Center of Tycho's Supernova and the Implications for Proposed Ex-Companion Stars of the Progenitor. The Astrophysical Journal. 2015, roč. 809, čís. 2, s. 183. Dostupné online. doi:10.1088/0004-637X/809/2/183. (anglicky)

Související články

[editovat | editovat zdroj]

Externí odkazy

[editovat | editovat zdroj]
Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=SN_1572&oldid=26219452“