Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 19 – vyšlo 30. června, ročník 21 (2023) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

19/2023

Umírající hvězda Betelgeuse

Petr Kulhánek

Vše naznačuje tomu, že hvězda Betelgeuse vstoupila do závěrečného stádia svého života a v astronomicky blízké budoucnosti rozmetá část své látky do okolí v podobě supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. O tom, jaké velkolepé divadlo tato hvězda chystá, jsme podrobně psali v bulletinu AB 12/2011. Proto se dnes zaměříme zejména na další zajímavá fakta. Až informace o explozi doputuje k nám, uvidíme Betelgeuse na denní obloze a její jas bude srovnatelný s měsíčním svitem. Není ani vyloučeno, že Beltelgeuse už explodovala. Doba šíření informace o explozi je totiž kolem pětiset roků, možná i o něco více, a tak mohou být zprávy o explozi už několik set let na cestě k nám.

Numerická simulace Betelgeuse z Uppsalské univerzity. Hvězda prochází obdobím
intenzivního míšení látky a pulzací. Zdroj: Bernd Freytag, University of Uppsala.

Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. Červený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem. Červený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.

Osudy hvězd

I hvězdy mají své životní osudy. Vznikají v zárodečných mlhovinách, zpočátku jako uzlíky látky zvané globule, které se volným pádem řítí do svého středu a později se stanou protohvězdami, v nichž gravitačnímu smršťování zabrání rostoucí tlak látky. Po zažehnutí termojaderné syntézy se objekt stane opravdovou hvězdou – hvězdou hlavní posloupnostiHlavní posloupnost – skupina hvězd táhnoucí se diagonálně v HR diagramu. Hvězdy hlavní posloupnosti svítí energií vzniklou fúzí vodíku, mezi tyto hvězdy patří i Slunce. Nejvíce jsou zastoupeny chladné, málo svítivé hvězdy. Jde o první stádium hvězdného vývoje., která slučuje vodík na helium. Doba života hvězdy je dána především její hmotností. Hmotnější hvězdy mají ve svém středu vyšší teplotu i tlak, proto termojaderné reakce probíhají rychleji a život těchto hvězd je kratší. Po vyčerpání vodíku v centru nastává nejprve kontrakce hvězdy, další zvýšení její teploty a tlaku a následné zažehnutí reakcí, v nichž se helium slučuje na ještě těžší prvky. Hvězda se nafoukne do velkých rozměrů a stane se červeným obremČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem., nebo červeným veleobremČervený veleobr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je více než 10 Sluncí. Jako veleobr hvězda zvětší své rozměry několiksetkrát, svítivost může dosahovat až několikasettisícinásobku svítivosti Slunce při velmi nízké povrchové teplotě. Červení veleobři jsou největšími známými hvězdami ve vesmíru. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, veleobři s nejnižší hmotností mají spektrum F5.. V nitru se postupně slučují další a další prvky až po železo, v jehož jádrech jsou neutrony a protony nejefektivněji vázány. Doba trvání této životní fáze hvězdy je opět silně závislá na její hmotnosti, obvykle bývá o řád kratší než doba života předcházející fáze – hvězdy hlavní posloupnosti.

V závěrečných fázích života dochází ve hvězdách k silnému proudění látky, často pulzují a odhazují části své slabě vázané obálky do okolí, v němž vznikají charakteristické mlhoviny. U velmi hmotných hvězd dojde po vyhoření paliva k závěrečnému kolapsu jádra, při němž se neutrony integrují už do stávajících atomových jader, vznikají jádra prvků těžších než železo a podstatnou část energie odnášejí hojně vznikající neutrina. Kolaps jádra uvolní značné množství energie, díky níž přejde kolaps v obří explozi. Procesy změny kolapsu jádra na explozi supernovy jsou známé jen rámcově, dělají se sice různé numerické simulace, ale detaily jsou dosud zahaleny tajemstvím. Historicky poprvé máme přístroje, které budou schopné zachytit neutrina ze závěrečného kolapsu supernovy. Až jednou v naší Galaxii opět exploduje supernova (děje se tak v průměru jednou za století), můžeme se z energetického spektra unikajících neutrin dozvědět o závěrečných procesech, které předcházejí explozi, celou řadu důležitých informací.

Hvězdy málo hmotné, jako je naše Slunce, jen odhodí obálku a obnažené jádro se stane bílým trpaslíkemBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S.. U hvězd tak hmotných, jako je Betelgeuse, dojde k explozi supernovy a ze zbylé látky se zformuje buď neutronová hvězdaNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., nebo černá díraČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují..

Vývoj hvězd. Kresba Ivan Havlíček.

Představujeme Betelgeuse

Betelgeuse je druhou nejjasnější hvězdou v souhvězdí Orionu, nalezneme ji v jeho pravém rameni. Hmotnost Betelgeuse se odhaduje na dvacetinásobek hmotnosti Slunce, což ji řadí k velmi hmotným hvězdám. Betelgeuse je relativně blízko, její vzdálenost se odhaduje na 550 až 650 světelných roků. V posledním roce se dokonce objevila i jedna práce, která uvažuje o vzdálenosti pouhých 500 ly. Hvězda Betelgeuse je opravdu obrovská, poloměr odhadujeme na 300 až 2000 slunečních poloměrů, což je o něco méně, než je rozměr dráhy Jupiteru. Poslední sofistikovanější odhad vědců z Australské národní univerzity došel v roce 2020 k hodnotě zhruba 800 slunečních poloměrů. Díky své velikosti a blízkosti šlo o vůbec první hvězdu, která nebyla pozorována jako bod, ale v roce 1996 se ji podařilo Hubblovu dalekohledu zobrazit jako malý kotouček. Už na tomto historicky prvním snímku bylo patrné, že povrch hvězdy není zcela homogenní a různé části emitují různou intenzitu záření.

Hvězda Betelgeuse má relativně nízkou povrchovou teplotu, odhaduje se na přibližně 3 500 kelvinů, což ji řadí do spektrální třídy M. Její jasnost na obloze kolísá. Poprvé si toho povšiml John Herschel (syn objevitele infračerveného záření Williama Herschela) už v roce 1830. Průměrná magnitudaMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). je 0,5, ale hvězda může zjasnit až na hodnotu 0 mag a potemnět i na 1,6 mag. Jde o pulzující proměnnou hvězdu s celou řadou period pulzací. Nejvýraznější pulzace mají periodu 400 dní, na druhém místě je perioda 185 dní a z dlouhodobého hlediska je výrazná perioda 5,9 roku. Hvězda bude mít pravděpodobně i výrazně delší periody pulzací, které dosud nebyly pozorovány. V letech 1998 až 1999 poprvé zachytil Hubblův dalekohled v ultrafialovém oboru dokonce asymetrické pulzace Betelgeuse. Celková svítivost se odhaduje na 100 000 Sluncí.

Základní parametry hvězdy Betelgeuse (alfa Ori)
typ hvězdy	červený veleobr
vzdálenost	~550 až 650 ly
stáří	~10×106 let
hmotnost	~20 MS
poloměr	300 až 2 000 RS (1,2 až 8,9 au)
povrchová teplota	~3 500 K
spektrální třída	M2 Iab
magnituda	0 až 1,6
periodicita	400 dní; 185 dní; 5,9 roků
absolutní magnituda	–5,1
svítivost	~100 000 LS

Poloha Betelgeuse v souhvězdí Orionu. Kresba Ivan Havlíček.

Porovnání velikosti Betelgeuse s jinými hvězdami. Kresba Ivan Havlíček.

Nevysvětlená měření

V astronomii se často stává, že některá měření jsou nakonec neprůkazná, či dokonce zpochybnitelná. U hvězdy Betelgeuse došlo k atypickým měřením dokonce hned dvakrát. V letech 1968 až 1983 pozorovali Margarita Karovska, Peter Nisenson a Robert Noyes z Harvardova-Smithsonianova centra pro astrofyziku dva hvězdné průvodce Betelgeuse a celkem prokazatelně se zdálo, že jde o trojhvězdu. K pozorování využívali dalekohled o průměru 2,25 metru na Stewardově observatoři. Vyvinuli specializovaný detektor pro skvrnkovou interferometriiSkvrnková interferometrie – zobrazovací metoda, která pořizuje mnoho snímků malých částí obrazu (skvrnek) s krátkou expozicí (přibližně setinu sekundy) v rychlém sledu po sobě. Následným počítačovým zpracováním se odečtou atmosférické turbulence a z analýzy skvrnek lze získat řadu informací, například rekonstruovat detaily na povrchu úhlově malého objektu, či rozlišit jeho jednotlivé části., s nímž pozorovali dva průvodce hvězdy Betelgeuse. Dokonce dokázali předpovědět jejich polohu v následujících měsících a hvězdné průvodce opakovaně detekovat. Perioda oběhu bližšího průvodce (α Ori B) byla 2,1 roku. Tato měření ale nikdo nikdy nezopakoval a dnes, kdy máme k dispozici podstatně dokonalejší zobrazovací metody, je jasné, že šlo o nějaký falešný signál. Co tato skupina vědců doopravdy pozorovala, není jasné.

Druhé zajímavé měření pochází z observatoře na Mt. Wilsonu, kde byla znovuobjevena expanze vesmíru, objevena temná hmota a detekovány pětiminutové pulzace našeho Slunce. Na přelomu tisíciletí zde byla prováděna interferometrická měření velikosti hvězdy Betelgeuse přístrojem ISI (Infrared Spatial Interferometer), který zprovoznili Charles Hard Townes a Walt Fitelson. Na výzkumu se podílela velká vědecká skupina a vcelku průkazně se zdálo, že se v letech 1993 až 2009 rozměr hvězdy zmenšil o 15 %! Tady je třeba podotknout, že povrchem hvězdy se rozumí vrstva, v níž střední volná dráha naroste natolik, že jsou fotony schopné bez větších problémů hvězdu opustit. Taková vrstva (fotosféra) ale závisí na vlnové délce fotonů, takže „povrch“ hvězdy je v různých vlnových délkách pozorován v různých vzdálenostech od centra. Proto je důležitý údaj, že přístroj ISI pracoval na vlnové délce 11,5 mikrometru. Po publikování výsledků média dokonce spekulovala o tom, že by už mohlo jít o pozorování závěrečného kolapsu hvězdy. To je samozřejmě nesmysl, ten probíhá extrémně rychle. Opět není dodnes jasné, co bylo vlastně interferometrem ISI pozorováno, v dalších letech se už nic podobného nepodařilo.

V letech 1968 až 1983 byli na Stewardově observatoři pozorováni dva domnělí
průvodci hvězdy Betelgeuse. Zdroj: Astrophysical Journal.

Tři snímky Betelgeuse z listopadu 1997 pořízené dalekohledem WHT (nalevo) a interferometrem COAST. Závislost rozměru hvězdy na vlnové délce je dobře patrná. Zdroj: J. S. Young, MNRAS.

Poslední chrchel

Poslední větší představení nám hvězda Betelgeuse předvedla v prosinci 2019 až v lednu 2020, kdy potemněla a její magnituda dosáhla hodnoty 1,6, tj. její jas poklesl na třetinu průměrné hodnoty a dokonce čtvrtinu maximální jasnosti. Bylo navrženo několik mechanizmů, které by mohly takový náhlý pokles jasnosti způsobit, nicméně média samozřejmě tento jev dávala do souvislosti s blížící se explozí supernovy (nejlépe přímo v den vyjití daného článku). Nakonec se ukázalo, že příčina je velmi jednoduchá. Hvězda vyvrhla obří chuchvalec látky, který zastínil její povrch. V podstatě jde o obdobu koronálních výronů hmoty (CMECME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME).) u našeho Slunce, jen množství vyvržené látky je podstatně větší. Zajímavé je, že v oblaku detekoval Hubblův dalekohled značnou část prachu, který se nemohl za dobu výronu látky vytvořit, což znamená, že v blízkosti Betelgeuse se prach dlouhodobě nachází, pravděpodobně je součástí vnějších vrstev hvězdy. Stejně tak se prach nachází v mlhovině, kterou kolem sebe tato umírající hvězda vytváří. Oblak se nakonec rozplynul a Betelgeuse se nejenom navrátila k původní jasnosti, ale v dubnu 2023 dokonce dosáhla nulté magnitudy, tj. maxima jasnosti.

Rekonstrukce výronu látky, k němuž došlo v lednu 2019 až březnu 2020. Modrá
křivka prezentuje pulzace se základní periodou 400 dní. Zdroj: NASA.

Snímek Betelgeuse s okolní mlhovinou, která vzniká z látky opouštějící slabě držené vnější vrstvy. Vlastní hvězda je zakryta diskem. Červený kroužek uprostřed označuje rozměr Betelgeuse. Fotografie pochází z dalekohledu VLT. Vnitřní část pořídil přístroj NACO v roce 2009, vnější část s mlhovinou přístroj VISIR v roce 2011. Zdroj: VLT.

Co lze očekávat

Poslední supernova byla v naší Galaxii pozorována v roce 1604. Dnes jí nikdo neřekne jinak než Keplerova supernova. V galaxiích explodují supernovy jednou až dvakrát za století, proto je jasné, že statisticky už je pro další supernovu v naší Galaxii nejvyšší čas. Poslední relativně blízká supernova explodovala v roce 1987, ta ale nebyla z naší Galaxie, ale z Velkého Magellanova mračnaLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze.. I přesto bylo zachyceno přibližně třicet neutrin z tohoto objektu. Dnes máme k dispozici takové detektory, které by z exploze supernovy v naší Galaxii byly schopné zachytit desetitisíce neutrin. Jde zejména o obří detektory JUNO v Číně (viz AB 37/2020) a detektor DUNEDUNE – Deep Underground Neutrino Experiment, neutrinový experiment budovaný od roku 2017 v hloubce 1,5 kilometru pod zemí v Jižní Dakotě ve Sanfordově laboratoři, na místě slavného detektoru Homestake. Detektor bude mít čtveřici subdetektorů zásobených neutriny z 1 300 kilometrů vzdáleného Fermilabu. Se zprovozněním se počítá v roce 2027. ve Spojených státech (viz AB 39/2020). Pokud by se první novodobou supernovou stala Betelgeuse, byla by vidět po několik dní na denní obloze a její svit by konkuroval Měsíci v úplňku. Mnohem pravděpodobnější ale je, že dříve budeme pozorovat explozi některé jiné hvězdy z těch mnoha, které naše Galaxie obsahuje. Nikdo nedokáže spočítat, kdy k explozi Betelgeuse dojde, neboť jde o proces, v němž značnou roli hrají různé nepředpověditelné nestability. Může to být třeba až za tisíc roků, a i to je z hlediska astronomie pouhý okamžik. Některé velmi odvážné odhady ale mluví i o pouhých desítkách let. Betelgeuse je natolik blízko, že by při asymetrické explozi mohly být generovány i detekovatelné gravitační vlny (je to ale spíše zbožné přání než reálná možnost). Jisté je, že bychom v přímém přenosu pozorovali toky vyvržené látky, viděli bychom detaily dosud neprozkoumaných turbulentních procesů, a to vše pěkně z blízka. Zatím nevíme, zda pozůstatkem po explozi Betelgeuse bude neutronová hvězda či černá díra. Jediné, co víme s určitostí je, že půjde o supernovu typu IISupernova typu II – velmi hmotná, hroutící se hvězda po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda, nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí. Supernovy typu II mají ve spektru přítomné vodíkové čáry. Tyto supernovy dále dělíme podle dosvitu na dvě skupiny II L s lineárním poklesem jasnosti a II P, u kterých má dosvit plató s malým poklesem jasnosti. Typickým příkladem typu II P je velmi známá supernova SN 1987A ve Velkém Magellanově oblaku ve vzdálenosti 167×10³ světelných roků. a že to pro lidstvo bude nevšední a fascinující podívaná.

Umělecké ztvárnění exploze supernovy. Zdroj: Biskariot, Science Focus, GETTY.

Odkazy