Poďakovanie: NASA, Chandra (Marshall Space Flight Center)

Vedecký kompozitný obrázok vyššie vznikol skombinovaním obrázku zhotoveného observatóriom Chandra (modrá) a obrázku zhotoveného 200 palcovým teleskopom observatória Palomar (červená a zelená) a ukazuje zbytky po výbuchu supernovy W49B. Táto hmlovina vzniklá výbuchom má tvar tyčinky, ktorá žiari v röntgenovskej oblasti (modrá) a je obklopená kruhmi plynu žiariacim v oblasti infračervenej oblasti. Röntgenovské žiarenie vznikajúce v tyčinkovitej oblasti je vyžarované plynmi, ktorých teplota dosahuje teplotu až 15 miliónov °C. To je približne teplota v strede nášho Slnka (14 miliónov °C), pred ktorou nás chráni viac ako pol milióna kilometrov hrubá hmota Slnka, v ktorej toto žiarenie "mäkne" a dostáva sa na povrch v podobe viditeľného spektra. To je povedané len obrazne, lebo žiarenie uvoľňované v strede Slnka pri jadrových procesoch je zdrojom tepla a Slnko žiari ako tepelný zdroj. Farebné zloženie svetla je určené povrchovou teplotou Slnka, ktorá je len okolo 5800°C.
Horúci plyn v okolí W49B vznikol výbuchom supernovy a bol vyvrhnutý v úzkom prúde v dvoch protichodných smeroch. Na koncoch horúceho plynu sa tvoria "čiapočky" s horúcim plynom, ktoré prenikajú do okolitého vesmíru. Tieto čiapočky, ako aj tyčinkovitý útvar vyvrhnutý supernovou je bohatý na železo a nikel (takto ťažké a ešte ťažšie prvky vznikajú pri výbuchu supernov - ťažké kovy aj u nás na Zemi museli vzniknúť pri výbuchu nejakej supernovy, zbytky ktorej boli slnečnou sústavou zachytené - vrátane vašich zlatých a strieborných šperkov). V blízkosti čiapočiek (hlavne v ľavej časti) vidieť tenšiu vrstvu vodíkového plynu, ktorý vyžaruje v infračervenej oblasti. Ukazuje sa, že prúd horúceho plynu vzniklý pri výbuchu supernovy bol obklopený veľkým, hustým mrakom plynu a prachu.

Po výbuchu supernovy nasledoval reťazec udalostí, ktoré je možné vyčítať z údajov o röntgenovskom žiarení a žiarení v infračervenej oblasti. Z hustého mraku plynov a prachu sa sformovala masívna hviezda, ktorá zažiarila veľmi intenzívne na niekoľko miliónov rokov (vo vesmírnom merítku je to krátka doba - naše Slnko žiari už 5-6 miliárd rokov a zrovna toľko ešte by mal svietiť skoro nepozmenenom stave, než sa stane červeným obrom). Veľmi intenzívne žiarenie hviezdy vytlačila plyny a prach z blízkosti hviezdy a vytvoril sa okolo nej skoro prázdny priestor.
Po spomínaných miliónoch rokoch nukleárne palivo hviezdy bolo vyčerpané, hviezda skolabovala a vytvorila čiernu dieru. Pri tomto kolapse sa uvoľní gigantická gravitačná energia hviezdy (hmota z miliónov kilometrov padá do priestoru s priemerom len pár kilometrov). Táto energia teraz už posledný krát rozžeraví hmotu skolabujúcej hviezdy na miliardy stupňov Celzia (pri takých teplotách vznikajú prvky ťažšie ako železo). Veľká časť hmoty samozrejme končí v čiernej diere, ale určitá časť je vyvrhnutá do okolitého vesmíru. V tomto prípade v dvoch prúdoch v opačných smeroch (nazývané tiež jet, jety - vyslovuj džet, džety). Plyny v týchto jetoch sa pohybujú skoro rýchlosťou svetla. Keď plyny jetu sa stretnú s iným, stojacím plynom, obklopujúcim priestor hviezdy, vznikne rázová vlna, žiariaca v röntgenovskej oblasti svetla. takéto rázové vlny už boli pozorované.

Pozorovateľ, ktorý sa nachádza v smere vyvrhnutého jetu vidí oslnivý záblesk gama častíc. Záblesk svojou intenzitou môže na pár minút dosiahnuť intenzitu tisíc miliárd sĺnk, akým, je aj naše Slnko.
Na podobnom princípe pracujú röntgenovské prístroje napr. u zubárov: elektróny sú urýchlené napätím niekoľko desať tisíc volt a nechajú sa dopadnúť na tvrdý kov, čím vyžiaria svoju kinetickú energiu v podobe röntgenového žiarenia. V prípade supernov je táto energia mnohonásobne vyššia.
Pozorovateľ, ktorý sa nenachádza v smere jetu, vidí menej intenzívny záblesk, v podstate "len" výbuch supernovy.

V prípade W49B jety uzatvárajú s rovinou obrázku asi 20 uhlových stupňov (odchylujú sa od nášho smeru o 70°), ale jet vyžarujúci v röntgenovskej oblasti je viditeľný dobre aj z nášho smeru.
K podobným výbuchom dochádza vo vesmíre veľmi často. Na Zemi ich registrujeme každy deň (pozri mapku o ich rozložení na oblohe). Najčastejšie ich vieme identifikovať na základe tzv. svetelnej ozveny. Všetky doteraz identifikované zdroje boli veľmo vzdialené, väčšinou na miliardy svetelných rokov. W49B je od nás len 35 000 svetelných rokov. K samotnému výbuchu došlo už pred niekoľkými tisícimi rokov, ale jedná sa zatiaľ o jediný prípad, keď astronómovia môžu študovať zbytky zdroja gama záblesku tak detailne.

-AT-