Sysop: Nahrazení textu

2011-04-01T21:52:32Z

Nahrazení textu

Nová stránka

[[Soubor:Keplers_supernova.jpg|thumb|300px|right|[[Zbytky supernovy|Zbytky]] Keplerovy supernovy, [[SN 1604]].]]
Termín '''supernova''' se vztahuje k několika typům [[hvězda|hvězdných]] [[Výbuch|explozí]], kterými vznikají extrémně jasné objekty složené z [[Fyzika plazmatu|plazmatu]], jejichž jasnost posléze v průběhu týdnů či měsíců opět o mnoho řádů klesá.
K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o masívní [[hvězda|hvězdu]], která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva pro fúzi a začala se hroutit pod silou své vlastní [[gravitace]], nebo o [[bílý trpaslík|bílého trpaslíka]], který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl [[Chandrasekharova mez|Chandrasekharovy meze]] a prodělal [[nukleární fúze|termonukleární]] explozi. V obou případech výsledná exploze supernovy rozmetá obrovskou silou většinu nebo všechnu hmotu hvězdy.
Exploze vytváří [[rázová vlna|rázovou vlnu]], která se šíří do okolního prostoru, interaguje se [[zbytky supernovy]] a mezihvězdnou hmotou. Nejznámějším příkladem tohoto procesu jsou zbytky [[SN 1604]], které můžete vidět vpravo.
Exploze supernov jsou hlavním zdrojem všech [[chemický prvek|prvků]] těžších než [[kyslík]] a u mnoha důležitých prvků zdrojem jediným. Například všechen [[vápník]] v našich kostech a všechno [[železo]] v [[hemoglobin]]u byly syntetizovány při explozi supernov před miliardami let. Supernovy vnášejí do [[mezihvězdná hmota|mezihvězdné hmoty]] těžké prvky a obohacují tak molekulová mračna, která jsou dějištěm tvorby nových hvězd. Činnost supernov významně ovlivnila složení [[sluneční soustava|sluneční soustavy]] a umožnila tak nakonec chemii života na Zemi, jak ho známe.
Výbuch supernovy je provázen obrovskými teplotami a za jistých podmínek mohou fúzní reakce během vrcholné fáze vyprodukovat některé z nejtěžších prvků, jako je [[kalifornium]].
„Nova“ znamená [[latina|latinsky]] „nový,“ což se vztahuje k tomu, že se objevuje jako velmi jasná nová [[hvězda]] na [[nebeská sféra|nebeské sféře]]; [[prefix]] „super“ ji odlišuje od obyčejné [[nova|novy]], kterou je také míněna hvězda, která zvýšila svou jasnost, ale na menším prostoru a odlišným mechanismem. Přesto je však zavádějící považovat supernovu za novou hvězdu, protože ve skutečnosti jde o zánik hvězdy (nebo přinejmenším její radikální transformaci v něco odlišného).
== Klasifikace ==
Když se astronomové snažili porozumět explozím supernov, klasifikovali je podle čar různých chemických prvků objevujících se v jejich [[spektrum|spektru]]. Dobrý popis těchto tříd poskytuje anglická publikace „Optická spektra supernov“ od Filipenka ([http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997ARA%26A..35..309F&db_key=AST&high=3f6510b0d828671 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 35, 1997, pp. 309-355])
Základním prvkem rozdělení je přítomnost nebo nepřítomnost čáry [[vodík]]u. Pokud spektrum supernovy obsahuje čáru vodíku, je klasifikována jako ''typ II'', jinak jde o ''typ I''.
Kromě těchto skupin existují podrobnější dělení podle přítomnosti jiných čar nebo tvaru [[světelná křivka|světelné křivky]].
=== Shrnutí ===
<dl>
<dt>Typ I</dt>
<dd>Žádné [[Balmerovy čáry]] [[vodík]]u</dd>
<dl>
<dt>[[#Typ Ia|Typ Ia]]</dt>
<dd>Čára Si II na 615,0 nm</dd>
<dt>[[#Typ Ib a Ic|Typ Ib]]</dt>
<dd>Čára He I na 587,6 nm</dd>
<dt>[[#Typ Ib a Ic|Typ Ic]]</dt>
<dd>Slabé nebo žádné čáry hélia</dd>
</dl>
<dt>[[#Typ II|Typ II]]</dt>
<dd>Má Balmerovy čáry vodíku</dd>
<dl>
<dt>Typ II-P</dt>
<dd>Plochá světelná křivka</dd>
<dt>Typ II-L</dt>
<dd>Lineární pokles světelné křivky (závislost magnitudy na čase)</dd>
</dl>
</dl>
=== Typ Ia ===
[[Soubor:Progenitor_of_type_Ia_supernova_cs.jpg|thumb|250px|Schematický nákres vzniku supernovy typu Ia]]
Supernovy typu Ia postrádají [[Helium|hélium]] a obsahují ve svém spektru absorbční čáru [[křemík]]u poblíž světelného vrcholu. Podle nejšíře akceptované teorie je tento typ supernov výsledkem procesu, při němž [[uhlík]]o-[[kyslík]]ový [[bílý trpaslík]] shromažďuje hmotu z blízkého hvězdného průvodce, obvykle [[rudý obr|rudého obra]], až nakonec dosáhne [[Chandrasekharova mez|Chandrasekharovy meze]]. Nárůst tlaku zvýší teplotu v okolí centra a začne perioda [[konvekce]] dlouhá asi 100 let. V jistém bodě této fáze slabého vření se zažehne [[deflagrace|deflagrační]] [[plamen]] živený [[termonukleární reakce|jadernou fúzí]]. Detaily jeho vzniku, umístění a počet bodů, v nichž započne, jsou stále neznámé. Dramatickému zrychlování šíření plamenu napomáhá [[Rayleighova-Taylorova nestabilita]] a interakce s [[turbulence|turbulentními]] proudy. Předmětem velkých debat je stále otázka přeměny [[podzvukový|podzvukového]] šíření plamenu (deflagrace) do [[nadzvukový|nadzvukové]] [[detonace]].
Energie, která se uvolní termonukleárním zážehem (~1044 [[joule|J]]), způsobí prudkou explozi hvězdy a vznik [[rázová vlna|rázové vlny]]. Vyvrhovaná hmota je urychlována na rychlosti v řádu 10 000 km/s. Energie uvolněná při explozi způsobí také extrémní zvýšení jasnosti.
Teorie zabývající se tímto typem supernov je podobná teorii [[nova|nov]], v níž [[bílý trpaslík]] nabírá hmotu mnohem pomaleji a nedosáhne Chandrasekharovy meze. V případě novy zapříčiní dopadající hmota fúzní reakci materiálu poblíž povrchu, nezpůsobí však kolaps hvězdy.
Supernovy typu Ia mají charakteristickou [[světelná křivka|světelnou křivku]] (graf jasnosti po explozi jako fukce času). V okamžiku maximální jasnosti obsahuje spektrum čáry středně těžkých prvků od [[kyslík]]u po [[vápník]]; jsou to hlavní produkty fúze ve vnějších vrstvách hvězdy. Měsíce po explozi, když vnější vrstvy expandují natolik, že se stanou průhlednými, začne ve spektru dominovat světlo emitované materiálem poblíž jádra hvězdy: těžké prvky syntetizované při explozi, nejvýznamnějšími jsou prvky skupiny železa. Radioaktivní rozpad 56[[nikl|Ni]] přes 56[[kobalt|Co]] na 56[[železo|Fe]] produkuje vysokoenergetické fotony, které dominují energetickému výstupu vyvržené hmoty ve střednědobém i dlouhodobém horizontu.
Typ supernov Ia uvolňuje největší množství energie mezi všemi ostatními známými třídami supernov. Nejvzdálenější jednoduchý objekt, jaký kdy byl ve vesmíru detekován ([[galaxie]] a [[kulová hvězdokupa|kulové hvězdokupy]] se nepočítají), byla právě supernova [[SN 1997ff]] typu Ia vzdálená více než 11 miliard světelných let (přes 100 yottametrů).
Na rozdíl od jiných typů supernov, supernovy typu Ia lze zpravidla najít ve všech typech galaxií, včetně [[eliptická galaxie|eliptických]]. Nezdá se, že by upřednostňovaly nějakou oblast dnešních hvězdných formací.
Podobnost tvarů profilů jasnosti všech známých supernov typu Ia vede k jejich užívání jako [[standardní svíčka|standardních svíček]] v extragalaktické astronomii. Jsou prakticky jediným nástrojem umožňujícím měření velkých intergalaktických vzdáleností. V roce [[1998]] dala pozorování supernov typu Ia neočekávaný výsledek — vypadá to, že [[vesmír]] prodělává [[zrychlující vesmír|zrychlující se expanzi]].
=== Typ Ib a Ic ===
Raná spektra typů Ib a Ic neobsahují čáry vodíku ani výraznou křemíkovou absorbci poblíž 615 nanometrů. Za událostmi jako jsou supernovy typu II stojí pravděpodobně masívní hvězdy, které vyčerpaly palivo ve svých centrech; na rozdíl od nich původci typů Ib a Ic ztratily většinu svých obálek následkem silných hvězdných větrů popřípadě interakcí se svým průvodcem. Uvažuje se, že supernovy typu Ib jsou výsledkem zhroucení [[Wolf-Rayetova hvězda|Wolf-Rayetových hvězd]]. Existují jisté důkazy, že supernovy typu Ic mohou být původci některých typů [[gama záblesk]]ů, i když se zároveň soudí, že je může druhotně způsobit jakákoliv supernova v závislosti na geometrii exploze.
=== Typ II ===
==== Vyčerpání paliva pro fúzi ====
Hvězdy mnohem hmotnější než naše Slunce se vyvíjejí o dost složitějšími způsoby než ono. V jádru našeho Slunce se každou sekundu přemění 589 miliónů tun vodíku na 584 miliónů tun hélia, rozdíl hmotnosti 4,3 miliónů tun je přeměněn v čistou energii, která je vyzářena pryč. Hélium vyprodukované v jádře se zde hromadí, dokud se teploty v jádře nezvýší na úroveň, která dovolí fúzi hélia. Nakonec se vodík v jádře přeměnou na hélium a postupným rozředěním vznikajícím héliovým „popelem“ vyčerpá, fúze se zpomalí, gravitace nabude převahu a začne jádro stlačovat. Smršťování jádra zvýší teplotu natolik, že se zahájí kratší fáze fúze hélia, která bude hrát roli po méně než 10 % života hvězdy. Ve hvězdách menších než 10 hmotností Slunce se uhlík produkovaný fúzí hélia dále nespaluje a hvězda se pak postupně ochlazuje, tvoří se [[degenerovaný elektronový plyn]] a vzniká [[bílý trpaslík]]. Bílí trpaslíci se mohou později stát supernovou typu I, jak bylo popsáno výše.
[[Image:Evolved star fusion shells.png|thumb|„Cibulovitá“ struktura jádra hmotné hvězdy]]
Ještě větší hvězdy mají gravitaci dostatečně silnou k vytvoření teplot a tlaků umožňujících fúzi uhlíku v jádře poté, co se začne smršťovat. Jádra těchto masívních hvězd nabývají vrstevnaté struktury podobné cibuli, jak jsou postupně v centru vytvářena těžší a těžší atomová jádra. Vnější vrstva obsahuje vodíkový plyn, když se noříme dolů, míjíme vrstvu vodíku spojujícího se fúzí v hélium, vrstvu hélia, vrstvu hélia spojujícího se fúzí v uhlík, vrstvu uhlíku a vrstvu uhlíku měnícího se fúzí v těžší prvky. Tyto hvězdy procházejí postupnými stadii vývoje, při přechodu mezi nimi se jádro smršťuje, až začne vytvářet atomová jádra, jejichž fúze byla dříve nemožná, a nově uvolňovaná energie opět nastolí rovnováhu mezi tlakem plynu a gravitací. I v průběhu jednoho stadia se jasnost hvězdy nepravidelně mění — každý nový zážeh fúze vytlačuje prvky z fúzujícího jádra do toho, co nazýváme „hvězdnou obálkou,“ reakce se ztlumí, dovolí gravitaci vmáčknout hmotu zpět do aktivního jádra a začít tak nový cyklus.
Limitujícím faktorem v tomto procesu je množství energie uvolněné fúzí, které závisí na [[vazebná energie|vazebné energii]] v [[atomové jádro|atomových jádrech]]. Každý následný krok produkuje postupně těžší a těžší prvky, které jsou stále těsněji svázány [[silná interakce|silnou interakcí]], což znamená, že uvolňují při fúzi méně energie, než by uvolňovala lehčí jádra.
Nejtěsnější vazby v celém atomovém jádře má [[železo]], chemickým symbolem Fe. Představuje „dno údolí nuklidů,“ lehčí prvky uvolňují energii při [[termonukleární reakce|fúzi]] a těžší při [[štěpení]]. Když se v jádře hvězdy začne hromadit železný „popel,“ gravitace do aktivní oblasti tlačí více a více hmoty, která postupně projde všemi stupni fúze: vodík na hélium [[proton-protonový cyklus|proton-protonovým cyklem]], hélium na uhlík [[tři alfa reakce|tři alfa reakcí]], [[uhlík]] s [[Helium|héliem]] na [[kyslík]], kyslík na [[neon]], neon na [[hořčík]], hořčík na [[křemík]] a křemík na [[železo]].

==== Zhroucení jádra ====
Železné (Fe) jádro hvězdy je pod obrovským gravitačním tlakem a protože zde již není další fúze, nemůže vzdorovat tlakem plynu, jak je obvyklé, a místo něj nastupuje tlak elektronové degenerace — odpor elektronů proti stlačování k jiným elektronům. Pokud se dosáhne [[Chandrasekharova mez|Chandrasekharovy meze]], při níž se přesáhne [[degenerační tlak]], železné jádro se začne hroutit. Hroutící se jádro produkuje vysoce enegetické gama paprsky, které rozbíjejí některá železná jádra na 13 He a 4 neutrony, v procesu známém jako [[fotodisociace]]. Žádná jaderná reakce s jádrem železa však nemůže uvolnit energii; může ji jen absorbovat. Ačkoliv reakce v jádře po milióny let vyzařovaly energii ven a udržovaly hvězdu v rovnováze proti gravitaci, náhle začínají naopak energii pohlcovat, pomáhají gravitaci, takže se jádro, masívní struktura velikosti Slunce, zhroutí ve zlomku sekundy.
Jak se hustota hroutícího se jádra prudce zvyšuje, elektrony a protony jsou tlačeny k sobě, dokud jejich elektrické přitahování nepřekoná vzájemné vnitřní jaderné odpuzování. Při této reakci, obráceném [[beta-rozpad]]u, je elektron vtlačen do protonu, uvolní se [[neutrino]] a vznikne [[neutron]]. Únik neutrina z jádra a odčerpávání energie dále urychluje kolaps, následkem čehož oddělení hvězdného jádra od vnějších vrstev a dosažení hustoty atomového jádra trvá pouhé milisekundy. Při této hustotě brání dalšímu stlačování vzájemný odpor [[neutron]]ů způsobený jejich kvantovými vlastnostmi (jde o [[fermion]]y podléhající [[Pauliho vylučovací princip|vylučovacímu principu]]). V tomto okamžiku je neutronový [[degenerační tlak]] dostatečný k vyrovnání gravitace; jádro však ve skutečnosti přesáhne bod rovnováhy a podléhá nepatrnému pružení, vytvářejíce rázové vlny, které narážejí do kolabujích vnějších vrstev hvězdy. Pokud je zárodek neutronové hvězdy, který se z jádra zformoval, dostatečně masívní, pokračuje v kolapsu a skončí buď přímo jako [[černá díra]] nebo se v závislosti na hmotnosti kolaps zastaví v některém z teorií předpovězených stabilních mezistavů. Takovým přechodem může být hypotetická [[hyperonová hvězda]], jejíž neutronový plyn byl stlačením dále [[hyperonová degenerace|degenerován]] a neutrony vybuzeny do stavu [[hyperon]]ů. Pokud ani degenerační tlak [[hyperonové plazma|hyperonového plazmatu]] není s to odolat gravitaci, může se kolaps zastavit ještě ve stádiu [[kvarková hvězda|kvarkové hvězdy]] skládající se z [[kvark-gluonové plazma|kvark-gluonového plazmatu]]. Kvarky jsou opět fermiony a díky Pauliho vylučovacímu principu by měly být schopné vyrovnat gravitační tlak vytvořením degenerovaného plynu podobně jako elektrony v případě bílých trpaslíků a neutrony v neutronových hvězdách. Existence kvarkových hvězd ale zatím nebyla dostatečně podložena pozorováním.

==== Přenos energie kolapsu do exploze ====
Víme, že fáze kolapsu jádra hvězdy je tak rychlá a energetická, že pouze [[neutrino|neutrina]] jsou schopna jej v té chvíli opustit. Většina gravitační potenciální energie kolapsu je přeměněna na 10 sekundový záblesk neutrin, při němž se uvolní 1046 [[joule|J]]. Část této energie, asi 1044 J je reabsorbována explodující hvězdou. Energie připadající na částici v supernově je typicky desítky až stovky [[MeV]] (1 až 150 pJ). Neutrina produkovaná supernovou byla skutečně pozorována v případě [[Supernova 1987A|supernovy 1987A]] a ubezpečila astronomy, že základní obraz kolapsu je v principu správný. Několik souběžně pracujících detektorů neutrin založilo SNEWS, systém varování před supernovami (''Supernova Early Warning System''), který má zabezpečit včasné upozornění komunity astronomů na přicházející explozi supernovy v naší Galaxii.
Energie částic je poměrně malá, takže [[standardní model]] částicové fyziky se zdá být v zásadě v pořádku, vyšší hustoty si však mohou vynutit jeho korekce. Pozemské akcelerátory jsou schopny vytvořit interakce částic, jejichž energie je mnohem vyšší, než byla pozorována u supernov, tyto experimenty však zahrnují pouze jednotlivé částice interagující s jinými jednotlivými částicemi, je proto možné, že za vysokých hustot uvnitř supernovy vznikají neočekávané efekty. Interakce mezi neutriny a jinými částicemi uvnitř supernovy jsou určovány [[slabá interakce|slabou interakcí]], jejíž modelování je dobře zvládnuto. Naproti tomu interakce mezi protony a neutrony jsou ovlivněny především [[silná interakce|silnou interakcí]], u které jsou výpočetní modely mnohem složitější.

Hlavním nevyřešeným problémem supernov typu II je, že nerozumíme, jak záblesky neutrin přenášejí energii na zbytek hvězdy a vytvářejí rázovou vlnu, způsobující její explozi. Z předchozího plyne, že na vznik exploze je nutné pouhé jedno procento vyzářené energie, ale objasnit jeho získání se ukazuje být velmi obtížným. V roce 1990 jeden z modelů vysvětloval tento fakt mj. mechanismem [[zvrácení konvekce]], kde předpokládal, že konvekce, ať už neutrin zevnitř, tak i padající hmoty shora, dokončí proces destrukce původní hvězdy. Během exploze jsou zachycováním neutronů vytvářeny prvky těžší než železo a díky tlaku neutrin na okraje „neutrinosféry“ je okolní prostor obohacen oblaky plynu a prachu bohatšími na těžší prvky, než byla hvězda, z níž původně pocházely.

[[Neutrinová fyzika]], založená na standardním modelu, je k pochopení tohoto procesu klíčová. Další rozhodující oblastí výzkumů je [[magnetohydrodynamika]] plazmatu (MHD), z níž je vytvořena umírající hvězda, její chování během hroucení jádra, jak se vytváří „rázová vlna,“ kdy a jak se „zastaví“ a znovu načerpá energii. Počítačové modely jsou úspěšné ve výpočtech chování supernov typu II pouze od chvíle, kdy je rázová vlna již vytvořena. Pokud ignorujeme první sekundu exploze a předpokládáme, že exploze již začala, astrofyzikové jsou schopni detailně předpovědět prvky produkované supernovou a její očekávanou [[světelná křivka|světelnou křivku]].
Zbývající jádro hvězdy se může v závislosti na své hmotnosti stát buď [[neutronová hvězda|neutronovou hvězdou]], [[černá díra|černou dírou]], případně i dosud pouze hypotetickou [[hyperonová hvězda|hyperonovou]] nebo [[kvarková hvězda|kvarkovou hvězdou]], protože však mechanismu kolapsu supernovy málo rozumíme, hraniční hmotnosti neznáme.

==== Podtypy supernov typu II ====
Supernovy typu II lze ještě rozdělit podle tvaru jejich světelných křivek na typy II-P a II-L. Typ II-P obsahuje ve své světelné křivce „plošinu“ (anglicky ''plateau''), zatímco II-L v ní má „lineární“ pokles (anglicky ''linear'', lineární v závislosti magnitudy na čase, exponenciální v závislosti jasnosti na čase). Má se za to, že toto rozdílné chování má původ v obálce těchto hvězd. Supernovy Typu II-P mají velkou vodíkovou obálku, která zachytí energii vyslanou ve formě gama paprsků a pomalu ji uvolňuje, zatímco u typu II-L se předpokládají mnohem menší obálky přeměňující méně gama záření do viditelného světla.
Supernovy typu II je možné také dále rozdělit podle jejich spektra. Zatímco většina supernov typu II se vyznačuje velmi širokými emisními čarami, což znamená expanzní rychlosti mnoha tisíc km/s, některé z nich mají realtivně úzké rysy, což může být způsobeno interakcí obálky s mezihvězdným materiálem; nazýváme je typ IIn, kde „n“ znamená „úzký“ (anglicky ''narrow'').

U několika supernov, jako například SN 1987K a 1993J, se zdá, že změnily typ: zpočátku vykazovaly čáry vodíku, pak však, v průběhu týdnů či měsíců, začaly dominovat čáry hélia. Pro popis této kombinace rysů typů II a Ib se užívá termín „typ IIb.“ Jedná se nejspíš o masívní hvězdy, které ztratily téměř celý, ale nikoliv všechen vodíkový obal. Jak zbytky supernovy expandují, vodíková vrstva se rychle stane opticky průsvitnou a odhalí hlubší vrstvy.
Existují spekulace, že některé výjimečně velké hvězdy mohou místo toho před svým zánikem vytvořit „[[hypernova|hypernovu]].“ V navrženém mechanismu hypernovy se jádro extrémně masívní hvězdy hroutí přímo do černé díry a dva extrémně energetické výtrysky plasmy jsou vymrštěny takřka světelnou rychlostí z pólů její rotace. Tyto výtrysky emitují intenzívní [[gama paprsky]] a patří mezi několik kandidátů na vysvětlení [[gama záblesk]]ů.

== Pojmenování supernov ==
Objevy supernov jsou oznamovány na [http://cfa-www.harvard.edu/iau/cbat.html Centrálu astronomických telegramů] [[Mezinárodní astronomická unie|Mezinárodní astronomické unie]], která vydá oběžník s přiděleným názvem. Název se skládá z roku objevu a jedno nebo dvoupísmenného označení. Prvních 26 supernov v roce dostává písmena od A do Z. Po Z se začíná s aa, ab, atd.

== Významné supernovy ==
[[Soubor:Crab Nebula 1959.jpg|thumb|200px|right|[[Krabí mlhovina]] je expandující oblak plynu vytvořený supernovou z roku 1054]]
Je třeba si uvědomit, že letopočty zde uvedené představují okamžik prvního pozorování na Zemi. Událost samotná nastala ve vzdálenostech stovek nebo tisíců [[světelný rok|světelných let]] od Země a tomu odpovídá doba, kterou světlu překonání této vzdálenosti muselo zabrat.
* 1006 – [[SN 1006]] – extrémně jasná supernova; záznamy dokládají pozorování v Egyptě, Iráku, Itálii, Švýcarsku, Číně, Japonsku a pravděpodobně i Francii a Sýrii.
* 1054 – [[SN 1054]] – počátek formování [[Krabí mlhovina|Krabí mlhoviny]], zaznamenaný čínskými astronomy a možná i původními obyvateli Ameriky.
* 1181 – [[SN 1181]] – zaznamenaná čínskými a japonskými astronomy, supernova v [[Kasiopea (souhvězdí)|Kasiopei]], jejím pozůstatkem je pravděpodobně [[podivná hvězda]] [[3C 58]].
* 1572 – [[SN 1572]] – supernova v [[Kasiopea (souhvězdí)|Kasiopei]], pozorovaná Tycho Brahem, jehož kniha ''De Nova Stella'' dala podobným objektům název „nova“.
* 1604 – [[SN 1604]] – supernova v [[Hadonoš]]i, pozorovaná [[Johannes Kepler|Johannem Keplerem]]; poslední supernova pozorovaná v [[Mléčná dráha|Mléčné dráze]].
* 1885 – [[S Andromeda]] v [[galaxie Andromeda|galaxii Andromeda]], objevená [[Ernst Hartwig|Ernstem Hartwigem]].
* [[1987]] – [[Supernova 1987A]] ve [[Velké Magellanovo mračno|Velkém Magellanově mračnu]], byla pozorována hodinu po hodině od svého počátku, představovala první možnost otestování moderních teorií formování supernov.
* [[Kasiopea A]] – supernova v [[Kasiopea (souhvězdí)|Kasiopei]], nepozorovaná ze Země, odhaduje se však, že je ~300 let stará. Je to nejjasnější zbytek supernovy v rádiovém oboru.
Supernovu v roce 1604 použil [[Galileo Galilei|Galileo]] jako důkaz neplatnosti [[Aristotelés|aristotelovského]] dogmatu o neměnnosti nebes.
Supernovy po sobě často nechávají [[zbytky supernovy|zbytky]]; studiem těchto objektů o nich získáváme další vědomosti.

== Související články ==
Energetickou bilancí překonává výbuch supernovy jen málo jevů ve vesmíru
* [[kvasar]]
* [[hypernova]]
* [[gama záblesk]]y

== Externí odkazy ==
* [http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Supernovae.html Seznam supernov] (anglicky)
* [http://snews.bnl.gov/ SNEWS], systém varování před supernovami (anglicky)
* [http://www.osel.cz/index.php?clanek=1565 Zvukové vlny rozmetají supernovu] článek o průlomu v modelování supernov na serveru OSEL.CZ
* [http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/0212054 Vědecký článek] o mechanismu exploze supernov Typu Ia (anglicky)
* [http://arxiv.org/abs/hep-ph/9901300 Vědecký článek] o spojení [[neutrino|neutrin]] a supernov (anglicky)

{{Commonscat|Supernovae}}{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Typy hvězd]]
[[Kategorie:Supernovy]]

Supernova - Historie editací

Sysop: 1 revizi

Sysop: Nahrazení textu