Supernowa

Pozostałość po "Gwieździe Keplera", SN 1604.

Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

Wybuch wywołuje falę uderzeniową rozchodzącą się w otaczającej przestrzeni, formując mgławicę – pozostałość po supernowej. Znanym przykładem takiego procesu jest pozostałość po SN 1604, przedstawiona na fotografii obok. Eksplozje supernowych są głównym mechanizmem rozprzestrzeniania w kosmosie wszystkich pierwiastków cięższych niż tlen oraz praktycznie jedynym źródłem pierwiastków cięższych od żelaza (powstałych w sposób naturalny). Cały wapń w naszych kościach czy żelazo w hemoglobinie zostały kiedyś wyrzucone w przestrzeń podczas wybuchu supernowej, miliardy lat temu. Supernowe "wstrzyknęły" ciężkie pierwiastki w przestrzeń międzygwiezdną, wzbogacając w ten sposób obłoki materii będące miejscem formowania nowych gwiazd. Te gwałtowne procesy zdeterminowały skład chemiczny mgławicy słonecznej, z której 4,5 miliarda lat temu powstał Układ Słoneczny i ostatecznie umożliwiły powstanie na Ziemi życia w takiej postaci, jaką obecnie znamy.

Słowo "nowa" (łac. nova) oznacza nową gwiazdę pojawiającą się na sferze niebieskiej; z kolei przedrostek "super" odróżnia je od używanego na co dzień słowa nowa, oznaczającego także gwiazdę zwiększającą swą jasność, jednak w nieco mniejszym stopniu i z innej przyczyny. Jakkolwiek nieco mylące jest określanie supernowej jako nowej gwiazdy, gdyż w rzeczywistości jest to jej śmierć (lub w najlepszym razie radykalna transformacja w coś zupełnie innego).

Klasyfikacja

Pozostałość po supernowej SN 1987A

Próbując wyjaśnić pochodzenie supernowych, astronomowie podzielili je ze względu na występowanie różnych linii absorpcyjnych w ich widmie. Pierwszym kryterium jest występowanie linii wodoru. Jeśli widmo supernowej zawiera ślady tego pierwiastka zalicza się ją do typu II, w przeciwnym wypadku – do typu I.

Wewnątrz głównych typów wyróżnia się jeszcze kilka podtypów, w zależności od występowania innych linii widmowych, bądź kształtu krzywej blasku:

• Typ I - brak linii wodoru
  • Typ Ia - linie Si II na 615,0 nm
  • Typ Ib - linie He I na 587,6 nm
  • Typ Ic - słabe lub brak linii helu

• Typ II - obecne linie wodoru
  • Typ II-P
  • Typ II-L

Typ Ia

biały karzeł ściąga na siebie materię z towarzyszącego czerwonego olbrzyma

Schemat budowy supernowej

W widmach supernowych typu Ia nie ma śladów helu, w pobliżu maksimum jasności znajdują się tam natomiast linie absorpcyjne krzemu. Najczęściej przyjmowana obecnie teoria mówi, że supernowe tego typu powstają, gdy węglowo-tlenowy biały karzeł ściąga na siebie materię z towarzyszącej gwiazdy, zazwyczaj czerwonego olbrzyma, tak długo, aż jego masa przekroczy tzw. granicę Chandrasekhara (ok. 1,4 masy Słońca). Wzrost ciśnienia podnosi temperaturę w pobliżu środka gwiazdy, rozpoczynając trwający około 100 lat okres konwekcji. W pewnym momencie tej fazy następuje zapłon reakcji termojądrowych. Nie wiadomo, w którym dokładnie miejscu następuje zapłon, jednak spalanie szybko nabiera tempa, ogarniając wkrótce całą gwiazdę. Przedmiotem dyskusji naukowców pozostaje, kiedy płomień przekształca się w detonację. Uwolniona wówczas energia ok. 10⁴⁴ dżuli powoduje, że cała gwiazda gwałtownie eksploduje wywołując falę uderzeniową rozchodzącą się z prędkością około 10 tysięcy km/s. Następuje również ogromny wzrost jasności gwiazdy - świeci ona jaśniej niż cała Galaktyka.

Teoria ta jest podobna do dotyczącej gwiazd nowych, gdzie biały karzeł ściąga materię dużo wolniej i nie osiąga granicy Chandrasekhara. W przypadku nowych, opadająca materia rozpoczyna reakcje termojądrowe w pobliżu powierzchni gwiazdy, co nie doprowadza do jej całkowitego zniszczenia.

Supernowe typu Ia posiadają charakterystyczną krzywą blasku (wykres jasności w zależności od czasu po eksplozji). Blisko okresu maksymalnej jasności, ich widmo zawiera linie średniej masy pierwiastków od tlenu po wapń; są to główne składniki zewnętrznych powłok gwiazdy. Miesiące po wybuchu, gdy zewnętrzne warstwy rozszerzą się i staną niemal przezroczyste, widmo zdominowane jest przez światło wyemitowane przez materię z pobliża jądra gwiazdy: ciężkie pierwiastki wytworzone bezpośrednio podczas eksplozji, w większości należące do grupy żelaza. Rozpad radioaktywny niklu-56 poprzez kobalt-56 do żelaza-56 wytwarza wysokoenergetyczne fotony, które dominują w wyrzucanej energię od mniej więcej środkowego etapu eksplozji. Zapis reakcji:

${}^{56}_{28}\hbox{Ni}\;\to\;^{56}_{27}\hbox{Co}\;+\;{e^+}+{\nu}_e$

${}^{56}_{27}\hbox{Co}\;\to\;^{56}_{26}\hbox{Fe}\;+\;{e^+}+{\nu}_e$

W przeciwieństwie do innych rodzajów supernowych, obiekty typu Ia są zazwyczaj znajdowane we wszystkich typach galaktyk, nawet eliptycznych. Nie wykazują żadnych związków z obszarami formowania gwiazd.

Podobieństwo kształtów krzywych blasku wszystkich znanych supernowych typu Ia umożliwiło zastosowanie ich jako tzw. standardowych świec w astronomii pozagalaktycznej. Wszystkie supernowe tego typu osiągają podobną maksymalną jasność absolutną ok. -19,3 magnitudo. Dzięki temu, mierząc jasność obserwowaną i porównując z jej wartością teoretyczną, astronomowie mogą w łatwy sposób obliczyć odległość od gwiazdy i jej macierzystej galaktyki. Pod koniec lat 90. obserwacje supernowych typu Ia doprowadziły do nieoczekiwanego wniosku, że ekspansja Wszechświata przyspiesza, ponieważ odległe supernowe o dużych przesunięciach ku czerwieni (z > 0,2) wydają się świecić słabiej niż te lokalne. Obserwacje umieszcza się na diagramie Hubble'a, gdzie w funkcji przesunięcia ku czerwieni zaznaczony jest moduł odległości supernowych. Po dopasowaniu do danych obserwacyjnych modelu kosmologicznego, otrzymuje się najbardziej prawdopodobną kombinację parametrów: stałej kosmologicznej i gęstości krytycznej we Wszechświecie. W analizie tej przyjmowane jest założenie, że jasność absolutna obiektów nie jest funkcją przesunięcia ku czerwieni. Inaczej, proponowane są alternatywne wyjaśnienia obserwacji odległych supernowych: ewolucja samego mechanizmu eksplozji lub absorpcja światła przez pył znajdujący się na linii widzenia (Leibundgut ., 2001, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 39, 67).

Eksplozje supernowych typu Ia uwalniają najwięcej energii spośród wszystkich znanych rodzajów supernowych. Najdalszy kiedykolwiek zaobserwowany pojedynczy obiekt (pomijamy galaktyki i gromady kuliste) był supernową Ia oddaloną miliardy lat świetlnych od Ziemi.

Typ Ib i Ic

W początkowym okresie, widma supernowych typów Ib i Ic nie wykazują linii wodoru, ani silnej absorpcji krzemu w okolicach 615 nanometra. Eksplozje tego rodzaju, podobne do supernowych II typu są zapewne powodowane przez masywne gwiazdy, które przed wyczerpaniem całego paliwa jądrowego zdążyły utracić większość warstw zewnętrznych wskutek silnego wiatru gwiazdowego lub interakcji z towarzyszem. Supernowe typu Ib są przypuszczalnie efektem zapadania się gwiazdy Wolfa-Rayeta.

Typ II

Wybuch supernowej typu II jest etapem ewolucji gwiazd o masie większej niż 9 mas Słońca. Masywne gwiazdy przed przejściem w etap supernowej mają strukturę warstwową - jądro złożone z żelaza, kobaltu i niklu, otoczone coraz to lżejszymi pierwiastkami: krzemem, neonem, węglem, tlenem, helem i w końcu na zewnątrz wodorem. Gdy żelazowe jądro osiągnie masę większa niż około 1,4 masy Słońca (czyli osiągnie granicę Chandrasekhara), to zaczyna się zapadać wskutek działania sił grawitacji. Ponieważ nuklidy Fe, Co, Ni są bardzo stabilne (zobacz energia wiązania na nukleon), nie dochodzi już do żadnych reakcji termojądrowych. Wskutek kolapsu grawitacyjnego jądra atomowe są rozbijane na pojedyncze nukleony, a następnie elektrony są wtłaczane do protonów, w wyniku czego powstaje materia neutronowa i neutrina. Jednocześnie zewnętrzne warstwy opadają z dużą szybkością na sprężyste jądro i ulegają gwałtownemu odbiciu na zewnątrz. Właśnie ten moment jest nazywany wybuchem supernowej. Wskutek szybkiej zmiany wymiarów (odbite warstwy materii poruszają się bardzo szybko) gwiazda bardzo jasno świeci. Gwiazda, w zależności od swojej początkowej masy, po wybuchu supernowej kończy jako gwiazda neutronowa lub czarna dziura (zobacz granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa). Podczas wybuchu supernowej, wskutek reakcji pomiędzy jądrami pierwiastków z powłok opadających na jądro, z udziałem neutronów i neutrinami w jądrze, są syntetyzowane pierwiastki o liczbie atomowej większej niż 28 (m.in. w procesie szybkiego wychwytu neutronów), które następnie podczas wybuchu są rozsiewane do innych zakątków Wszechświata.

Nazewnictwo supernowych

Odkrycia supernowych są zgłaszane do Centralnego Biura Telegramów Astronomicznych przy Międzynarodowej Unii Astronomicznej, które powiadamia o przyznanej obiektowi nazwie. Nazwa składa się z roku odkrycia oraz jedno lub dwuliterowego oznaczenia. Pierwszych 26 supernowych każdego roku otrzymuje litery od A do Z, kolejne oznacza się dwoma literami, począwszy od aa, ab, itd.

Słynne supernowe

• 1006 - SN 1006 - niezwykle jasna supernowa w Wilku; obserwowana w Egipcie, Iraku, Włoszech, Szwajcarii, Chinach, Japonii oraz prawdopodobnie Francji i Syrii. Osiągnęła prawdopodobnie jasność ok. -7,5^m, dzięki czemu mogła być widoczna nawet w dzień.
• 1054 - SN 1054 - supernowa o jasności ok.-4^m; jej pozostałością jest słynna Mgławica Krab w Byku. Obserwowana w Chinach i Ameryce Północnej. Istnieją przesłanki, że obserwowana była także przez astronomów arabskich. Zaobserwowana 4 lipca.
• 1181 - SN 1181 - odnotowana przez chińskich i japońskich astronomów supernowa w Kasjopei. Jej pozostałością jest prawdopodobnie pulsar 3C 58
• 1572 - SN 1572, "gwiazda Tychona" - supernowa w Kasjopei, obserwowana przez Tychona Brahe, który w książce "De Nova Stella" po raz pierwszy użył określenia "nova". Zaobserwowana 6 listopada.
• 1604 - SN 1604, "gwiazda Keplera" - supernowa w Wężowniku, obserwowana przez Johannesa Keplera; ostatnia jak dotychczas supernowa w Drodze Mlecznej. Posłużyła Galileuszowi jako dowód przeciwko panującemu ówcześnie przekonaniu, że niebo nigdy się nie zmienia. Zaobserwowana 9 października.
• 1885 - S Andromedae w Galaktyce Andromedy, odkryta przez Ernsta Hartwiga
• 1987 - Supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana, obserwowana już w kilka godzin po rozbłysku; była pierwszą okazją do obserwacyjnego zweryfikowania współczesnych teorii pochodzenia supernowych
• 2005 - SN 2005ap - najsilniejsza dotychczas zaobserwowana eksplozja

Supernowe przedhistoryczne

Energia wybuchu dociera do Ziemi w postaci wzmożonego promieniowania kosmicznego. Promieniowanie to powoduje aktywację jąder, miedzy innymi powstawanie jąder węgla ¹⁴C. Mierząc zawartość pozostałości tego izotopu w próbkach datowanych bezwzględnie, można ocenić, kiedy miała miejsce ekspozycja na to promieniowanie, jak długo trwało i jakim zmianom ulegało. Na tej podstawie obliczono czas wybuchu i odległość supernowej od Ziemi. Przy założeniu prawdziwości teorii świec standardowych, gwałtowne zwiększenie ¹⁴C wskazuje, że w ostaniach 50 tys. latach miały miejsce następujące bliskie wybuchy:

czas w tys. lat	odległość w parsekach
44	110
37	180
32	160
22	250

Znaczenie supernowych

Supernowe wzbogacają przestrzeń międzygwiazdową o rozmaite pierwiastki, które nie mogłyby w większych ilościach powstać w żadnych innych okolicznościach. Tak więc każde pokolenie gwiazd posiada nieco inny skład chemiczny, począwszy od pierwotnej, prawie czystej mieszaniny wodoru i helu, po kompozycje coraz bardziej bogate w cięższe pierwiastki. Różnice w składzie chemicznym wywierają duży wpływ na całe życie gwiazdy i mogą mieć decydujące znaczenie w kwestii powstania wokół niej planet.

Zobacz też

• Lista supernowych
• Pair instability supernova
• Hydrogen-poor super-luminous supernova
• Geminga
• Gwiazda
• Powstawanie, budowa, ewolucja gwiazd

Linki zewnętrzne

• Lista wszystkich supernowych od 1885 roku