náhled|300px|vpravo|Zbytky Keplerovy supernovy, SN 1604.
Termín supernova nebo výbuch supernovy (exploze supernovy) v astronomii označuje některé hvězdné exploze, které se jeví jako extrémně jasné objekty. Jsou složené z plazmatu a jejich jasnost nakonec v průběhu týdnů či měsíců opět o mnoho řádů klesá. Název je latinská složenina slov super označující zde vysokou jasnost a nova (stella) je původní označení domnělého vzniku „nové hvězdy“.
K explozi vedou dvě možné cesty: jedná se o masivní hvězdu, která ve svém jádře syntetizovala takové množství železa nezpůsobilého jaderné fúze, že se gravitačně zhroutí, neboť utlumená fúzní reakce již není schopna čelit síle gravitace. jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal termonukleární explozi.
V obou případech výsledný výbuch supernovy rozmetá obrovskou silou většinu nebo všechnu hmotu hvězdy.
Exploze vytváří rázovou vlnu, která se šíří do okolního prostoru, interaguje se zbytky supernovy a s mezihvězdnou hmotou. Snad nejznámějším příkladem tohoto procesu jsou zbytky SN 1604, viz obrázek. Exploze supernov jsou jedním ze zdrojů všech prvků těžších než železo. Dalším zdrojem jsou kolize neutronových hvězd. Například všechen zinek, zlato a uran byly syntetizovány při explozi supernov nebo při kolizí neutronových hvězd před miliardami let. Supernovy vnášejí do mezihvězdné hmoty těžké prvky a obohacují tak molekulární mračna, která jsou dějištěm tvorby nových hvězd. Činnost supernov významně ovlivnila složení sluneční soustavy a umožnila tak nakonec život na Zemi. Výbuch supernovy je provázen obrovskými teplotami a za jistých podmínek mohou fúzní reakce během vrcholné fáze vyprodukovat některé z nejtěžších prvků, jako je kalifornium.
Podstatu jevu i samotný název „supernova” poprvé představili veřejnosti Fritz Zwicky a Walter Baade na přednášce na Stanfordově univerzitě 15. prosince 1933. Původní jev nova pochází z latinského stella nova, „nová hvězda“ a označoval obdobný jev, který byl pozorován jako nově vzniklá jasná a krátce svítící hvězda na nebeské sféře. Zažitý termín nova se nezměnil ani po zjištění, že se nejedná o novou hvězdu, ale o fázi ve vývoji hvězdy na konci jejího života. Předpona „super“ odráží skutečnost, že při výbuchu supernovy se uvolňuje mnohem více energie. Předpokládané největší supernovy se nazývají hypernovy.
Klasifikace Když se astronomové snažili porozumět explozím supernov, klasifikovali je podle čar různých chemických prvků objevujících se v jejich spektru. Dobrý popis těchto tříd poskytuje anglická publikace „Optická spektra supernov“ od Filipenka.
Základním prvkem rozdělení je přítomnost nebo nepřítomnost čáry vodíku. 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 světelné křivky.
Shrnutí Typ I Žádné Balmerovy čáry vodíku Typ Ia Čára Si II na 615,0 nm Typ Ib Čára He I na 587,6 nm Typ Ic Slabé nebo žádné čáry hélia Typ II Má Balmerovy čáry vodíku Typ II-P Plochá světelná křivka Typ II-L Lineární pokles světelné křivky (závislost magnitudy na čase)
Typ Ia náhled|250px|Schematický nákres vzniku supernovy typu Ia Supernovy typu Ia postrádají hélium a obsahují ve svém spektru absorpční čáru křemíku poblíž světelného vrcholu. Podle nejvíce akceptované teorie je tento typ supernov výsledkem procesu, při němž uhlíko-kyslíkový bílý trpaslík shromažďuje hmotu z blízkého hvězdného průvodce, obvykle rudého obra, až nakonec dosáhne 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 deflagrační plamen živený termojadernou 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 turbulentními proudy. Předmětem velkých debat je stále otázka přeměny podzvukového šíření plamenu (deflagrace) do nadzvukové detonace. Energie, která se uvolní termonukleárním zážehem (~1044 J), způsobí prudkou explozi hvězdy a vznik 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 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 světelnou křivku (graf jasnosti po explozi jako funkce času). V okamžiku maximální jasnosti obsahuje spektrum čáry středně těžkých prvků od kyslíku 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 56Ni přes 56Co na 56Fe 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 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 lze supernovy typu Ia zpravidla najít ve všech typech galaxií, včetně 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 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 se expanzi.
Typ Ib a Ic Raná spektra typů Ib a Ic neobsahují čáry vodíku ani výraznou křemíkovou absorpci 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 ztratili většinu svých obálek následkem silných hvězdných větrů popřípadě interakcí se svým průvodcem. Uvažuje se, že supernovy typu Ib jsou výsledkem zhroucení Wolfových–Rayetových hvězd. Existují jisté důkazy, že supernovy typu Ic mohou být původci některých typů gama záblesků, 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. 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.
náhled|„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 se nazývá „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 vazebné energii v atomových jádrech. Každý následný krok produkuje postupně těžší a těžší prvky, které jsou stále těsněji svázány 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 termojaderné fúzi a těžší při štěpení (jako při štěpné reakci). 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-protonovým cyklem, hélium na uhlík 3-alfa reakcí, uhlík s 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 Chandrasekharovy meze, při níž se přesáhne degenerační tlak, železné jádro se začne hroutit. Hroutící se jádro produkuje vysoce energetické 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.